แสงที่ระลึก รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาลมีประโยชน์อย่างไร? รังสีที่ระลึกพูดถึงความเป็นเนื้อเดียวกันของจักรวาล

หนึ่งใน การค้นพบที่น่าสนใจที่เกี่ยวข้องกับสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้าคือ รังสีพื้นหลังของจักรวาล. มันถูกค้นพบโดยบังเอิญแม้ว่าจะมีการทำนายความเป็นไปได้ของการดำรงอยู่ของมัน

ประวัติการค้นพบรังสีที่ระลึก

ประวัติการค้นพบ รังสีที่ระลึก เริ่มต้นในปี 1964 เจ้าหน้าที่ห้องปฏิบัติการชาวอเมริกัน เบลล์โฟนพัฒนาระบบสื่อสารโดยใช้ดาวเทียม Earth Earth ระบบนี้ควรจะทำงานบนคลื่นที่มีความยาว 7.5 เซนติเมตร คลื่นสั้นที่เกี่ยวข้องกับการสื่อสารทางวิทยุผ่านดาวเทียมมีข้อดีบางประการ แต่ขึ้นอยู่กับ อาร์โน เปนเซียสและ โรเบิร์ต วิลสันไม่มีใครแก้ปัญหานี้ได้

พวกเขาเป็นผู้บุกเบิกในพื้นที่นี้และต้องทำให้แน่ใจว่าไม่มีการรบกวนที่รุนแรงในช่วงคลื่นเดียวกัน หรือเจ้าหน้าที่ด้านการสื่อสารทราบล่วงหน้าเกี่ยวกับการรบกวนดังกล่าว ในเวลานั้นเชื่อกันว่าเฉพาะจุดวัตถุเช่น กาแลคซีวิทยุหรือ ดาว.

แหล่งที่มาของคลื่นวิทยุ

นักวิทยาศาสตร์มีเครื่องรับที่มีความแม่นยำสูงและเสาอากาศแบบแตรหมุน ด้วยความช่วยเหลือของพวกเขา นักวิทยาศาสตร์สามารถฟังทั้งหมดได้ ห้องนิรภัยแห่งสวรรค์คล้ายกับการที่แพทย์ฟังหน้าอกของผู้ป่วยด้วยเครื่องฟังเสียง

สัญญาณที่มาจากธรรมชาติ

และทันทีที่ชี้เสาอากาศไปที่จุดใดจุดหนึ่งบนท้องฟ้า เส้นโค้งจะเต้นบนหน้าจอออสซิลโลสโคป ทั่วไป สัญญาณ แหล่งธรรมชาติ . อาจเป็นไปได้ว่าผู้เชี่ยวชาญประหลาดใจในโชคของพวกเขา: ที่จุดตรวจวัดแรก - แหล่งที่มาของการปล่อยคลื่นวิทยุ!

แต่ทุกที่ที่พวกเขาชี้เสาอากาศ เอฟเฟกต์ยังคงเหมือนเดิม นักวิทยาศาสตร์ตรวจสอบสภาพของอุปกรณ์ครั้งแล้วครั้งเล่า แต่ก็เป็นเช่นนั้น เป็นระเบียบเรียบร้อย. และในที่สุดพวกเขาก็ตระหนักว่าพวกเขาได้ค้นพบปรากฏการณ์ทางธรรมชาติที่ไม่เคยรู้มาก่อน: ทั้งจักรวาลเต็มไปด้วยคลื่นวิทยุความยาวหนึ่งเซนติเมตร.

หากเรามองเห็นคลื่นวิทยุได้ ท้องฟ้าจะสว่างไสวจากขอบจรดขอบ

การค้นพบของ Penzias และ Wilson ได้รับการเผยแพร่ และไม่เพียงแต่พวกเขาเท่านั้น แต่รวมถึงนักวิทยาศาสตร์จากประเทศอื่น ๆ อีกมากมายที่เริ่มค้นหาแหล่งที่มาของคลื่นวิทยุลึกลับที่เสาอากาศและเครื่องรับทั้งหมดจับภาพไว้เพื่อจุดประสงค์นี้ ไม่ว่าพวกเขาจะอยู่ที่ไหนและไม่ว่าพวกเขาจะเล็งไปที่จุดใดบนท้องฟ้าก็ตาม และ ความเข้มของการปล่อยคลื่นวิทยุที่ความยาวคลื่น 7.5 เซนติเมตร ณ จุดใดๆ นั้นเท่ากันทุกประการ ดูเหมือนว่าจะกระจายไปทั่วท้องฟ้าอย่างเท่าเทียมกัน

รังสี CMB คำนวณโดยนักวิทยาศาสตร์

นักวิทยาศาสตร์โซเวียต A. G. Doroshkevich และ I. D. Novikov ผู้ทำนาย รังสีพื้นหลังก่อนเปิด ทำการคำนวณที่ยากที่สุด. พวกเขาคำนึงถึงแหล่งที่มาของรังสีทั้งหมดที่มีอยู่ในจักรวาลของเรา และคำนึงถึงการแผ่รังสีของวัตถุบางอย่างที่เปลี่ยนแปลงไปตามกาลเวลา และปรากฎว่าในพื้นที่ของคลื่นเซนติเมตรการแผ่รังสีเหล่านี้มีน้อยมากดังนั้นจึงไม่มีส่วนรับผิดชอบต่อการเรืองแสงของท้องฟ้าที่ตรวจพบ

ในขณะเดียวกัน การคำนวณเพิ่มเติมพบว่าความหนาแน่นของรังสีสเมียร์นั้นสูงมาก นี่คือการเปรียบเทียบโฟตอนเจลลี่ (ตามที่นักวิทยาศาสตร์เรียกว่าการแผ่รังสีลึกลับ) กับมวลของสสารทั้งหมดในจักรวาล

หากสสารทั้งหมดของกาแลคซีที่มองเห็นทั้งหมดถูก "ทา" อย่างเท่าๆ กันทั่วพื้นที่ทั้งหมดของเอกภพ ดังนั้นจะมีไฮโดรเจนเพียงหนึ่งอะตอมต่อพื้นที่สามลูกบาศก์เมตร (เพื่อความง่าย เราจะถือว่าสสารทั้งหมดของดาวเป็นไฮโดรเจน) . ในเวลาเดียวกันพื้นที่จริงแต่ละลูกบาศก์เซนติเมตรมีโฟตอนประมาณ 500 โฟตอน

มาก แม้ว่าเราจะไม่เปรียบเทียบจำนวนหน่วยของสสารและการแผ่รังสี แต่เป็นมวลของพวกมันโดยตรง รังสีที่รุนแรงเช่นนี้มาจากไหน?

ครั้งหนึ่ง นักวิทยาศาสตร์โซเวียต A. A. Fridman ค้นพบสมการ Einstein ที่มีชื่อเสียง จักรวาลของเรามีการขยายตัวอย่างต่อเนื่อง. พบการยืนยันในไม่ช้านี้

อเมริกัน อี. ฮับเบิล ค้นพบ การถดถอยของกาแลคซี. เมื่อคาดการณ์ปรากฏการณ์นี้ในอดีต เราสามารถคำนวณช่วงเวลาที่สสารทั้งหมดในเอกภพอยู่ในปริมาตรที่น้อยมาก และความหนาแน่นของสสารนั้นมากกว่าในปัจจุบันอย่างหาที่เปรียบมิได้ ในระหว่างการขยายตัวของเอกภพ ความยาวคลื่นที่ยาวขึ้นของแต่ละควอนตัมก็เกิดขึ้นตามสัดส่วนของการขยายตัวของเอกภพเช่นกัน ในกรณีนี้ควอนตัมเหมือนเดิม "เย็นลง" - ยิ่งความยาวคลื่นสั้นลงเท่าใด
ควอนตัมยิ่ง "ร้อน" มากเท่าไหร่

รังสีเซ็นติเมตรในปัจจุบันมีอุณหภูมิความสว่างประมาณ 3 องศาเคลวินสัมบูรณ์ และเมื่อหนึ่งหมื่นล้านปีก่อน เมื่อเอกภพมีขนาดเล็กลงอย่างหาที่เปรียบไม่ได้ และสสารของมันมีความหนาแน่นสูงมาก ควอนตั้มเหล่านี้มีอุณหภูมิประมาณ 1 หมื่นล้านองศา

ตั้งแต่นั้นมา จักรวาลของเราก็ “เต็มไปด้วย” ควอนตั้มของการแผ่รังสีที่เย็นลงอย่างต่อเนื่อง นั่นคือเหตุผลที่การปล่อยคลื่นวิทยุเซนติเมตร "เปื้อน" เหนือจักรวาลจึงได้ชื่อนี้
รังสีที่ระลึก

พระธาตุอย่างที่คุณทราบเรียกว่าซากของสัตว์และพืชที่เก่าแก่ที่สุดที่รอดชีวิตมาจนถึงทุกวันนี้ ควอนตัมรังสีเซ็นติเมตรนั้นเก่าแก่ที่สุดในบรรดาโบราณวัตถุที่เป็นไปได้ทั้งหมด ท้ายที่สุดแล้วการก่อตัวของพวกมันอยู่ในยุคที่ห่างจากเราประมาณ 15 พันล้านปี

ความรู้เกี่ยวกับเอกภพนำมาซึ่งรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล

แทบไม่มีอะไรสามารถพูดได้ว่าสสารเป็นอย่างไรในช่วงเวลาที่เป็นศูนย์ เมื่อความหนาแน่นของสสารสูงเป็นอนันต์ แต่ปรากฏการณ์และกระบวนการที่เกิดขึ้นใน จักรวาลเพียงหนึ่งวินาทีหลังจากเธอเกิดและก่อนหน้านี้มากถึง 10 ~ 8 วินาที นักวิทยาศาสตร์เข้าใจดีอยู่แล้ว ข้อมูลเกี่ยวกับเรื่องนี้นำมาโดย รังสีพื้นหลัง.

ดังนั้น หนึ่งวินาทีผ่านไปตั้งแต่ศูนย์ชั่วขณะ สสารของจักรวาลของเรามีอุณหภูมิ 10,000 ล้านองศา และประกอบด้วย "ม้วย" ชนิดหนึ่ง ควอนตั้มที่ระลึก อิเล็กโทรด โพซิตรอน นิวตริโน และแอนตินิวตริโน. ความหนาแน่นของ "โจ๊ก" นั้นใหญ่มาก - มากกว่าหนึ่งตันสำหรับแต่ละอัน ลูกบาศก์เซนติเมตร. ในการชนกันของ "ความคับแคบ" ของนิวตรอนและโพสิตรอนกับอิเล็กตรอนนั้นเกิดขึ้นอย่างต่อเนื่อง โปรตอนจึงกลายเป็นนิวตรอนและในทางกลับกัน

แต่ที่สำคัญที่สุดมีควอนตาที่นี่ - มากกว่านิวตรอนและโปรตอน 100 ล้านเท่า แน่นอน ที่ความหนาแน่นและอุณหภูมิเช่นนี้ จะไม่มีนิวเคลียสที่ซับซ้อนของสสารอยู่ได้ พวกมันไม่สลายตัวที่นี่

หนึ่งร้อยวินาทีผ่านไป การขยายตัวของเอกภพยังคงดำเนินต่อไป ความหนาแน่นลดลงอย่างต่อเนื่อง อุณหภูมิลดลง โพซิตรอนเกือบจะหายไป นิวตรอนกลายเป็นโปรตอน

การก่อตัวของนิวเคลียสอะตอมของไฮโดรเจนและฮีเลียมเริ่มขึ้น การคำนวณของนักวิทยาศาสตร์แสดงให้เห็นว่า 30 เปอร์เซ็นต์ของนิวตรอนรวมกันเป็นนิวเคลียสของฮีเลียม ในขณะที่ 70 เปอร์เซ็นต์ของนิวตรอนยังคงอยู่อย่างโดดเดี่ยวกลายเป็นนิวเคลียสของไฮโดรเจน ในระหว่างปฏิกิริยาเหล่านี้ ควอนตั้มใหม่ก็เกิดขึ้น แต่จำนวนของควอนตั้มใหม่นั้นไม่สามารถเทียบได้กับจำนวนเดิมอีกต่อไป ดังนั้นเราจึงสันนิษฐานได้ว่ามันไม่เปลี่ยนแปลงเลย

การขยายตัวของเอกภพยังคงดำเนินต่อไป ความหนาแน่นของ "ม้วย" ที่ชงโดยธรรมชาติอย่างสูงชันในตอนเริ่มต้น ลดลงตามสัดส่วนของลูกบาศก์ของระยะทางเชิงเส้น ปี ศตวรรษ พันปีผ่านไป

3 ล้านปีผ่านไป อุณหภูมิของ "ม้วย" ในขณะนั้นลดลงเหลือ 3-4,000 องศา ความหนาแน่นของสสารก็เข้าใกล้สิ่งที่เรารู้จักในปัจจุบันเช่นกัน อย่างไรก็ตาม ก้อนสสารที่ดาวและกาแล็กซีอาจก่อตัวขึ้นยังไม่สามารถเกิดขึ้นได้ ในขณะนั้น แรงดันรังสีมีมากเกินไป ทำให้การก่อตัวดังกล่าวแยกออกจากกัน แม้แต่อะตอมของฮีเลียมและไฮโดรเจนก็ยังคงแตกตัวเป็นไอออน อิเล็กตรอนอยู่แยกกัน โปรตอนและนิวเคลียสของอะตอมก็แยกจากกันเช่นกัน

เมื่อสิ้นสุดระยะเวลาสามล้านปีเท่านั้นที่ความหนาครั้งแรกเริ่มปรากฏใน "โจ๊ก" ที่เย็นลง ในตอนแรกมีน้อยมาก ทันทีที่หนึ่งในพันของ "ม้วย" รวมตัวเป็นดาวฤกษ์ที่แปลกประหลาด การก่อตัวเหล่านี้ก็เริ่ม "เผาไหม้" เช่นเดียวกับดาวฤกษ์สมัยใหม่

โฟตอนและควอนตัมพลังงานที่ปล่อยออกมาทำให้ "โจ๊ก" อุ่นขึ้นซึ่งเริ่มเย็นลงจนถึงอุณหภูมิที่การก่อตัวของการควบแน่นใหม่กลายเป็นไปไม่ได้

ช่วงเวลาของการทำให้เย็นและอุ่นของ "ม้วย" โดยการปะทุของดาวฤกษ์โปรโตสตาร์สลับกัน แทนที่ซึ่งกันและกัน และในบางช่วงของการขยายตัวของเอกภพ การก่อตัวของกระจุกใหม่ก็แทบจะเป็นไปไม่ได้ หากเพียงเพราะ "ม้วย" ที่ครั้งหนึ่งเคยหนามากนั้น "บาง" เกินไป

สสารประมาณร้อยละ 5 สามารถรวมตัวกันได้ และร้อยละ 95 กระจายอยู่ในอวกาศของเอกภพที่กำลังขยายตัว นี่คือวิธีที่ควอนตั้มที่เคยร้อนจัดซึ่งก่อตัวเป็นรังสีที่ระลึก "กระจัดกระจาย" เช่นกัน ดังนั้นนิวเคลียสของอะตอมของไฮโดรเจนและฮีเลียมซึ่งเป็นส่วนหนึ่งของ "ม้วย" จึงกระจัดกระจาย

สมมติฐานการก่อตัวของเอกภพ

ระบบดาวเคราะห์ก่อตัวขึ้นรอบดาวเหล่านี้บางดวง อย่างน้อยก็บนดาวเคราะห์ดวงใดดวงหนึ่ง สิ่งมีชีวิตถือกำเนิดขึ้น ซึ่งในแนวทางของวิวัฒนาการก่อให้เกิดความเฉลียวฉลาด นักวิทยาศาสตร์ยังไม่ทราบว่าพบดวงดาวบ่อยแค่ไหนในอวกาศอันกว้างใหญ่ที่ล้อมรอบด้วยการเต้นรำรอบดาวเคราะห์ พวกเขาไม่สามารถพูดอะไรเกี่ยวกับความถี่

และคำถามว่าพืชแห่งชีวิตผลิดอกเป็นดอกไม้อันเขียวชอุ่มของจิตใจบ่อยเพียงใดนั้นยังคงเปิดอยู่ สมมติฐานที่เรารู้จักกันในปัจจุบันซึ่งปฏิบัติต่อคำถามเหล่านี้เป็นเหมือนการคาดเดาที่ไม่มีมูลความจริง

แต่ปัจจุบันวิทยาศาสตร์กำลังพัฒนาอย่างกับหิมะถล่ม ไม่นานมานี้ นักวิทยาศาสตร์ไม่รู้ว่าของเราเริ่มต้นอย่างไร รังสีที่ระลึกซึ่งค้นพบเมื่อประมาณ 70 ปีที่แล้วทำให้สามารถวาดภาพนั้นได้ ทุกวันนี้ มนุษยชาติขาดข้อเท็จจริงที่สามารถตอบคำถามที่กำหนดไว้ข้างต้นได้

การบุกเข้าไปในอวกาศ การเยี่ยมชมดวงจันทร์และดาวเคราะห์ดวงอื่น นำมาซึ่งข้อเท็จจริงใหม่ และข้อเท็จจริงไม่ได้เป็นไปตามสมมติฐานอีกต่อไป แต่เป็นข้อสรุปที่เข้มงวด

รังสีที่ระลึกพูดถึงความเป็นเนื้อเดียวกันของจักรวาล

รังสีที่ระลึกเหล่านี้เป็นพยานถึงการกำเนิดของจักรวาลของเราบอกอะไรแก่นักวิทยาศาสตร์อีกบ้าง?

A. A. Fridman แก้สมการหนึ่งที่กำหนดโดย Einstein และบนพื้นฐานของการแก้ปัญหานี้ได้ค้นพบการขยายตัวของเอกภพ ในการแก้สมการของ Einstein จำเป็นต้องตั้งเงื่อนไขเริ่มต้นที่เรียกว่า

ฟรีดแมนดำเนินการต่อจากข้อสันนิษฐานที่ว่า เอกภพเป็นเนื้อเดียวกันและไอโซโทรปิก หมายความว่าสสารนั้นกระจายอย่างสม่ำเสมอ และในช่วง 5-10 ปีที่ผ่านมานับตั้งแต่การค้นพบของฟรีดแมน คำถามที่ว่าข้อสันนิษฐานนี้ถูกต้องหรือไม่ยังคงเปิดอยู่

ตอนนี้ได้ถูกลบออกไปแล้ว ไอโซโทรปีของเอกภพนั้นพิสูจน์ได้จากความสม่ำเสมอที่น่าทึ่งของการปล่อยคลื่นวิทยุ ข้อเท็จจริงประการที่สองเป็นพยานถึงสิ่งเดียวกัน นั่นคือการกระจายตัวของสสารในจักรวาลระหว่างกาแลคซีและก๊าซในอวกาศ

ท้ายที่สุดแล้ว ก๊าซอวกาศซึ่งประกอบขึ้นเป็นองค์ประกอบหลักของเอกภพนั้นถูกกระจายไปทั่วอย่างเท่าเทียมกันเหมือนกับควอนตัม.

การค้นพบการแผ่รังสีของวัตถุโบราณทำให้ไม่เพียงมองย้อนกลับไปยังอดีตอันไกลโพ้นเท่านั้น - เกินขอบเขตเวลาที่ไม่มีทั้งโลกของเรา ดวงอาทิตย์ของเรา หรือกาแล็กซีของเรา หรือแม้แต่จักรวาลเอง

เช่นเดียวกับกล้องโทรทรรศน์ที่น่าทึ่งที่สามารถชี้ไปได้ทุกทิศทาง การค้นพบพื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาลช่วยให้คุณมองเห็นอนาคตอันไกลโพ้น ช่างห่างไกลเหลือเกิน เมื่อจะไม่มีโลก ไม่มีดวงอาทิตย์ ไม่มีกาแล็กซี่

ปรากฏการณ์การขยายตัวของเอกภพจะช่วยที่นี่ เนื่องจากดวงดาวที่ก่อตัวขึ้น กาแลคซี เมฆฝุ่นและก๊าซกระจายอยู่ในอวกาศ กระบวนการนี้เป็นนิรันดร์หรือไม่? หรือการขยายตัวจะช้าลง หยุดลง แล้วถูกแทนที่ด้วยการบีบอัด? และไม่ใช่การหดตัวและการขยายตัวอย่างต่อเนื่องของเอกภพซึ่งเป็นจังหวะของสสารที่ทำลายไม่ได้
และนิรันดร์?

คำตอบสำหรับคำถามเหล่านี้ขึ้นอยู่กับจำนวนสสารที่มีอยู่ในเอกภพเป็นหลัก หากแรงโน้มถ่วงทั่วไปเพียงพอที่จะเอาชนะความเฉื่อยของการขยายตัว เมื่อนั้นการขยายตัวจะถูกแทนที่ด้วยการหดตัวอย่างหลีกเลี่ยงไม่ได้ ซึ่งดาราจักรจะค่อยๆ เข้าใกล้กันและกัน ถ้าแรงโน้มถ่วงไม่เพียงพอที่จะชะลอความเร็วและเอาชนะความเฉื่อยของการขยายตัว จักรวาลของเราก็ถึงวาระแล้ว มันจะสลายไปในอวกาศ!

รังสี CMB-จักรวาล รังสีแม่เหล็กไฟฟ้าด้วยไอโซโทรปีระดับสูงและลักษณะสเปกตรัมของวัตถุสีดำที่มีอุณหภูมิ? 2.725 เค. รังสี CMB ได้รับการทำนายโดย G. Gamow, R. Alfer และ R. Herman ในปี 1948 บนพื้นฐานของทฤษฎี Big Bang แรกที่พวกเขาสร้างขึ้น Alfer และ Herman สามารถพิสูจน์ได้ว่าอุณหภูมิพื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาลควรอยู่ที่ 5 เคและกาโมว์ทำนายใน 3 เค. แม้ว่าจะมีการประมาณอุณหภูมิของอวกาศก่อนหน้านี้ แต่ก็มีข้อบกพร่องหลายประการ ประการแรก การวัดเหล่านี้เป็นการวัดอุณหภูมิที่มีประสิทธิภาพของอวกาศเท่านั้น ไม่ได้สันนิษฐานว่าสเปกตรัมการแผ่รังสีเป็นไปตามกฎของพลังค์ ประการที่สอง พวกมันขึ้นอยู่กับตำแหน่งพิเศษของเราที่ขอบกาแล็กซี และไม่ได้ถือว่าการแผ่รังสีนั้นเป็นไอโซโทรปิก ยิ่งกว่านั้น พวกมันจะให้ผลลัพธ์ที่แตกต่างไปจากเดิมอย่างสิ้นเชิงหากโลกอยู่ที่อื่นในจักรวาล ทั้ง G. Gamow เองและผู้ติดตามของเขาหลายคนไม่ได้ตั้งคำถามเกี่ยวกับการตรวจจับรังสีที่ระลึกจากการทดลอง เห็นได้ชัดว่าพวกเขาเชื่อว่าไม่สามารถตรวจจับรังสีนี้ได้เนื่องจากมัน "จม" อยู่ในฟลักซ์พลังงานที่รังสีของดวงดาวและรังสีคอสมิกส่งมายังโลก

ความเป็นไปได้ในการตรวจจับการแผ่รังสีที่ระลึกกับพื้นหลังของรังสีจากกาแลคซีและดวงดาวในบริเวณคลื่นวิทยุเซนติเมตรได้รับการพิสูจน์โดยการคำนวณของ A.G. Doroshkevich และ I.D. Novikov ตามคำแนะนำของ Ya.B. Zeldovich ในปี 1964 เช่น หนึ่งปีก่อนการค้นพบของ A. Pepzias และ R. Wilson

ในปี 1965 Arno Penzias และ Robert Woodrow Wilson ได้สร้างเครื่องวัดรังสี Dicke ซึ่งพวกเขาตั้งใจจะไม่ใช้สำหรับการค้นหา CMB แต่สำหรับการทดลองทางดาราศาสตร์วิทยุและการสื่อสารผ่านดาวเทียม เมื่อทำการปรับเทียบอุปกรณ์พบว่าเสาอากาศมีอุณหภูมิเกิน 3.5 เคซึ่งพวกเขาไม่สามารถอธิบายได้ เสียงพื้นหลังเล็กน้อยไม่เปลี่ยนแปลงจากทิศทางหรือเวลาทำงาน ในตอนแรกพวกเขาตัดสินใจว่านี่เป็นเสียงที่มีอยู่ในอุปกรณ์ กล้องโทรทรรศน์วิทยุถูกถอดออกและ "บรรจุ" ได้รับการทดสอบครั้งแล้วครั้งเล่า ความภาคภูมิใจของวิศวกรถูกทำลายดังนั้นการตรวจสอบจึงไปถึงรายละเอียดสุดท้ายจนถึงการบัดกรีครั้งสุดท้าย กำจัดทุกอย่าง รวบรวมอีกครั้ง - เสียงดังกลับมา หลังจากการไตร่ตรองอย่างถี่ถ้วน นักทฤษฎีก็ได้ข้อสรุปว่าการแผ่รังสีนี้ไม่สามารถเป็นอะไรมากไปกว่าพื้นหลังที่คงที่ของการปล่อยคลื่นวิทยุคอสมิกซึ่งเติมเต็มจักรวาลด้วยกระแสที่เท่ากัน เมื่อได้รับโทรศัพท์จาก Holdmdale Dicke ก็เหน็บแนมว่า "เราโดนแจ็คพอตแล้ว เด็กๆ" การประชุมระหว่างกลุ่ม Princeton และ Holmdale ระบุว่าอุณหภูมิเสาอากาศนี้เกิดจาก CMB นักดาราศาสตร์ฟิสิกส์ได้คำนวณว่าเสียงนั้นสอดคล้องกับอุณหภูมิประมาณ 3 องศาเคลวิน และ "ได้ยินที่ความถี่ต่างๆ ในปี 1978 Penzias และ Wilson ได้รับรางวัลโนเบลจากการค้นพบของพวกเขา ใครจะจินตนาการได้ว่าผู้สนับสนุนโมเดล "ร้อนแรง" มีความสุขเพียงใดเมื่อข้อความนี้มาถึง การค้นพบนี้ไม่เพียงทำให้ตำแหน่งของโมเดล "ร้อนแรง" แข็งแกร่งขึ้นเท่านั้น การแผ่รังสีที่ระลึกทำให้สามารถลงมาจากขั้นตอนเวลาควาซาร์ (8-10 พันล้านปี) ไปยังขั้นตอนที่สอดคล้องกับ 300,000 ปีจาก "จุดเริ่มต้น" ในเวลาเดียวกัน แนวคิดนี้ได้รับการยืนยันว่าครั้งหนึ่งเอกภพมีความหนาแน่นสูงกว่าที่เป็นอยู่ในปัจจุบันถึงพันล้านเท่า เป็นที่ทราบกันว่าสารที่ให้ความร้อนจะปล่อยโฟตอนออกมาเสมอ ตามกฎทั่วไปของอุณหพลศาสตร์ สิ่งนี้แสดงให้เห็นถึงความต้องการในสภาวะสมดุลที่ถึงจุดอิ่มตัว: การเกิดโฟตอนใหม่จะถูกชดเชยด้วยกระบวนการย้อนกลับ การดูดกลืนโฟตอนโดยสสาร เพื่อให้จำนวนโฟตอนทั้งหมดใน สื่อกลางไม่เปลี่ยนแปลง "ก๊าซโฟตอน" นี้จะเติมเต็มทั่วทั้งจักรวาลอย่างสม่ำเสมอ อุณหภูมิของก๊าซโฟตอนนั้นใกล้เคียงกับศูนย์สัมบูรณ์ - ประมาณ 3 เคลวิน แต่พลังงานที่บรรจุอยู่ในนั้นมากกว่าพลังงานแสงที่ดาวทุกดวงปล่อยออกมาตลอดช่วงชีวิต สำหรับพื้นที่ทุกลูกบาศก์เซนติเมตรในเอกภพ มีรังสีประมาณห้าร้อยควอนตา และจำนวนโฟตอนทั้งหมดภายในเอกภพที่มองเห็นนั้นมากกว่าหลายพันล้านเท่า จำนวนเต็มอนุภาคของสสาร เช่น อะตอม นิวเคลียส อิเล็กตรอน ที่ประกอบกันเป็นดาวเคราะห์ ดาวฤกษ์ และกาแล็กซี การแผ่รังสีพื้นหลังทั่วไปของเอกภพนี้เรียกว่า มือเบาเป็น. Shklovsky ของที่ระลึกเช่น สิ่งตกค้างซึ่งเป็นสิ่งตกค้างที่ระลึกหนาแน่นและร้อน สถานะเริ่มต้นจักรวาล. โดยสันนิษฐานว่าสาร เอกภพในยุคแรกร้อน G. Gamow ทำนายว่าโฟตอนซึ่งตอนนั้นอยู่ในสมดุลทางอุณหพลศาสตร์กับสสาร ควรได้รับการเก็บรักษาไว้ใน ยุคสมัยใหม่. โฟตอนเหล่านี้ถูกตรวจพบโดยตรงในปี 1965 หลังจากประสบกับการขยายตัวทั่วไปและการเย็นตัวที่เกี่ยวข้องกับมัน ตอนนี้ก๊าซของโฟตอนก่อตัวเป็นรังสีพื้นหลังของเอกภพ ซึ่งส่งมาถึงเราอย่างสม่ำเสมอจากทุกด้าน ควอนตัมของรังสีที่ระลึกไม่มีมวลที่เหลือเหมือนควอนตัมของรังสีแม่เหล็กไฟฟ้า แต่มีพลังงาน ดังนั้นตามสูตรไอน์สไตน์ที่มีชื่อเสียง E=Ms?และมวลที่สอดคล้องกับพลังงานนี้ สำหรับควอนตัมที่ระลึกส่วนใหญ่ มวลนี้มีขนาดเล็กมาก: น้อยกว่ามวลของอะตอมไฮโดรเจนซึ่งเป็นองค์ประกอบที่พบมากที่สุดในดวงดาวและกาแล็กซี ดังนั้น แม้จะมีจำนวนอนุภาคที่เด่นชัด แต่พื้นหลังของคลื่นไมโครเวฟของจักรวาลนั้นด้อยกว่าดาวฤกษ์และกาแล็กซีในแง่ของการมีส่วนร่วมในมวลรวมของเอกภพ ในยุคปัจจุบัน ความหนาแน่นของการแผ่รังสีอยู่ที่ 3*10 -34 g/cm 3 ซึ่งน้อยกว่าความหนาแน่นเฉลี่ยของสสารของดาราจักรประมาณหนึ่งพันเท่า แต่นี่ไม่ใช่กรณีเสมอไป - ในอดีตอันไกลโพ้นของเอกภพ โฟตอนมีส่วนสนับสนุนหลักในความหนาแน่นของมัน ความจริงก็คือในระหว่างการขยายตัวของเอกภพ ความหนาแน่นของรังสีจะลดลงเร็วกว่าความหนาแน่นของสสาร ในกระบวนการนี้ ไม่เพียงแต่ความเข้มข้นของโฟตอนจะลดลง (ในอัตราเดียวกับความเข้มข้นของอนุภาค) แต่พลังงานเฉลี่ยของโฟตอนหนึ่งจะลดลงด้วย เนื่องจากอุณหภูมิของก๊าซโฟตอนจะลดลงระหว่างการขยายตัว ในระหว่างการขยายตัวของเอกภพ อุณหภูมิของพลาสมาและรังสีลดลง ปฏิสัมพันธ์ของอนุภาคกับโฟตอนไม่มีเวลาที่จะส่งผลกระทบต่อสเปกตรัมการปล่อยในช่วงเวลาขยายลักษณะเฉพาะอีกต่อไป อย่างไรก็ตาม แม้จะไม่มีอันตรกิริยาระหว่างการแผ่รังสีและสสารโดยสิ้นเชิง ในระหว่างการขยายตัวของเอกภพ สเปกตรัมการแผ่รังสีของวัตถุดำยังคงเป็นวัตถุดำ มีเพียงอุณหภูมิการแผ่รังสีที่ลดลงเท่านั้น ตราบใดที่อุณหภูมิเกิน 4,000 เคสสารหลักแตกตัวเป็นไอออนอย่างสมบูรณ์ ช่วงของโฟตอนจากเหตุการณ์หนึ่งไปยังอีกเหตุการณ์หนึ่งนั้นน้อยกว่าขอบฟ้าของเอกภพมาก ที่ ต ? 4000เคมีการรวมตัวกันของโปรตอนและอิเล็กตรอนอีกครั้ง พลาสมากลายเป็นส่วนผสมของอะตอมที่เป็นกลางของไฮโดรเจนและฮีเลียม เอกภพกลายเป็นโปร่งใสอย่างสมบูรณ์ต่อการแผ่รังสี ในระหว่างการขยายตัวต่อไป อุณหภูมิของการแผ่รังสียังคงลดลงอย่างต่อเนื่อง แต่ธรรมชาติของวัตถุสีดำของรังสีนั้นได้รับการเก็บรักษาไว้เป็นโบราณวัตถุ ในฐานะ "ความทรงจำ" ของยุคแรกเริ่มของวิวัฒนาการของโลก รังสีนี้ถูกค้นพบครั้งแรกที่ความยาวคลื่น 7.35 ซม. จากนั้นที่ความยาวคลื่นอื่นๆ (ตั้งแต่ 0.6 มม. ถึง 50 ซม.)

ไม่มีดาวฤกษ์และดาราจักรวิทยุ ไม่มีก๊าซร้อนระหว่างดาราจักร ไม่มีการปล่อยแสงที่มองเห็นซ้ำ ฝุ่นระหว่างดวงดาวไม่สามารถผลิตรังสีที่เข้าใกล้รังสีไมโครเวฟพื้นหลังได้ในคุณสมบัติ: พลังงานทั้งหมดของรังสีนี้สูงเกินไป และสเปกตรัมของมันไม่เหมือนกับสเปกตรัมของดาวฤกษ์หรือสเปกตรัมของแหล่งกำเนิดวิทยุ สิ่งนี้รวมถึงการไม่มีความผันผวนของความเข้มเกือบสมบูรณ์เหนือทรงกลมท้องฟ้า (ความผันผวนเชิงมุมขนาดเล็ก) พิสูจน์ถึงต้นกำเนิดทางจักรวาลวิทยาของรังสีไมโครเวฟพื้นหลัง

การแผ่รังสีพื้นหลังเป็นไอโซโทรปิกเฉพาะในระบบพิกัดที่เกี่ยวข้องกับกาแลคซี "ถอยหลัง" ซึ่งเรียกว่า commoving frame of reference (กรอบนี้กำลังขยายตัวไปพร้อมกับจักรวาล) ในระบบพิกัดอื่น ๆ ความเข้มของรังสีขึ้นอยู่กับทิศทาง ข้อเท็จจริงนี้ทำให้มีความเป็นไปได้ในการวัดความเร็วของดวงอาทิตย์เทียบกับระบบพิกัดที่เกี่ยวข้องกับการแผ่รังสีไมโครเวฟพื้นหลัง แท้จริงแล้ว เนื่องจากดอปเปลอร์เอฟเฟกต์ โฟตอนที่แพร่กระจายไปยังผู้สังเกตการณ์ที่กำลังเคลื่อนที่มีพลังงานสูงกว่าโฟตอนที่ไล่ตามเขา แม้ว่าข้อเท็จจริงที่ว่าในระบบที่เกี่ยวข้องกับ M.F. นั่นคือพลังงานของพวกเขาเท่ากัน ดังนั้นอุณหภูมิการแผ่รังสีของผู้สังเกตการณ์จึงขึ้นอยู่กับทิศทาง ไดโพลแอนไอโซโทรปีของรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาลที่เกี่ยวข้องกับการเคลื่อนที่ของระบบสุริยะเมื่อเทียบกับสนามของรังสีนี้ ได้รับการพิสูจน์แล้ว: ในทิศทางของกลุ่มดาวราศีสิงห์ อุณหภูมิของรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาลคือ 3.5 mK สูงกว่าค่าเฉลี่ยและในทิศทางตรงกันข้าม (กลุ่มดาวราศีกุมภ์) ต่ำกว่าค่าเฉลี่ยเท่ากัน ดังนั้น ดวงอาทิตย์ (พร้อมกับโลก) จึงเคลื่อนที่โดยสัมพันธ์กับ mf และ. ด้วยความเร็วประมาณ 400 กม. / วินาที ไปทางกลุ่มดาวราศีสิงห์ ความแม่นยำในการสังเกตสูงมากจนผู้ทดลองกำหนดความเร็วของโลกรอบดวงอาทิตย์ไว้ที่ 30 กม./วินาที การคำนึงถึงความเร็วของดวงอาทิตย์รอบใจกลางกาแล็กซีทำให้สามารถกำหนดความเร็วของกาแล็กซีเทียบกับการแผ่รังสีพื้นหลังได้ มันคือ ∼600 กม./วินาที ฟาร์สเปกโตรโฟโตมิเตอร์ รังสีอินฟราเรด(FIRAS) บนดาวเทียม Cosmic Background Explorer (COBE) ของ NASA ได้ทำการวัดสเปกตรัม CMB อย่างแม่นยำ การวัดเหล่านี้ได้กลายเป็นการวัดสเปกตรัมของวัตถุดำที่แม่นยำที่สุดจนถึงปัจจุบัน แผนที่ที่มีรายละเอียดมากที่สุดของรังสีที่ระลึกถูกสร้างขึ้นจากผลงานของชาวอเมริกัน ยานอวกาศ wmap.

สเปกตรัมของรังสีวัตถุโบราณที่บรรจุอยู่ในจักรวาลสอดคล้องกับสเปกตรัมรังสีของวัตถุสีดำที่มีอุณหภูมิ 2.725 เค. ค่าสูงสุดอยู่ที่ความถี่ 160.4 GHz ซึ่งสอดคล้องกับความยาวคลื่น 1.9 มม. เป็นไอโซโทรปิกที่มีความแม่นยำ 0.001% - ส่วนเบี่ยงเบนมาตรฐานอุณหภูมิประมาณ 18 µK ค่านี้ไม่ได้คำนึงถึงไดโพลแอนไอโซโทรปี (ความแตกต่างระหว่างบริเวณที่เย็นที่สุดและร้อนที่สุดคือ 6.706 mK) ซึ่งเกิดจากการเลื่อนดอปเปลอร์ของความถี่การแผ่รังสีเนื่องจากความเร็วของเราเองเมื่อเทียบกับเฟรม CMB ไดโพลแอนไอโซโทรปีสอดคล้องกับการเคลื่อนที่ของระบบสุริยะไปยังกลุ่มดาวราศีกันย์ด้วยความเร็ว ? 370 กม./วินาที

รังสี CMB

การแผ่รังสีไมโครเวฟพื้นหลังนอกดาราจักรเกิดขึ้นในช่วงความถี่ตั้งแต่ 500 MHz ถึง 500 GHz ซึ่งสอดคล้องกับความยาวคลื่นตั้งแต่ 60 ซม. ถึง 0.6 มม. รังสีพื้นหลังนี้นำข้อมูลเกี่ยวกับกระบวนการที่เกิดขึ้นในจักรวาลก่อนการก่อตัวของกาแลคซี ควาซาร์ และวัตถุอื่นๆ รังสีนี้เรียกว่า เรลิก ถูกค้นพบในปี 1965 แม้ว่า Georgy Gamow ทำนายไว้ในยุค 40 และศึกษาโดยนักดาราศาสตร์มานานหลายทศวรรษ

ในเอกภพที่กำลังขยายตัว ความหนาแน่นเฉลี่ยของสสารขึ้นอยู่กับเวลา - ในอดีตมันมีค่ามากกว่านั้น อย่างไรก็ตาม ในระหว่างการขยายตัว ไม่เพียงแต่ความหนาแน่นจะเปลี่ยนไปเท่านั้น แต่ยังรวมถึงพลังงานความร้อนของสสารด้วย ซึ่งหมายความว่าในช่วงแรกของการขยายตัว เอกภพไม่เพียงแต่หนาแน่นเท่านั้น แต่ยังร้อนอีกด้วย เป็นผลให้ในยุคของเราควรมีการสังเกตการแผ่รังสีตกค้างซึ่งสเปกตรัมนั้นเหมือนกับสเปกตรัมของ ร่างกายที่แข็งแรงและรังสีนี้ควรอยู่ใน ระดับสูงสุดไอโซทรอปิก ในปี 1964 A.A. Penzias และ R. Wilson ทำการทดสอบเสาอากาศวิทยุที่มีความไว ค้นพบรังสีไมโครเวฟพื้นหลังที่อ่อนแอมาก ซึ่งพวกเขาไม่สามารถกำจัดออกไปได้ไม่ว่าด้วยวิธีใด อุณหภูมิกลายเป็น 2.73 K ซึ่งใกล้เคียงกับค่าที่คาดการณ์ไว้ จากการทดลองในการศึกษาไอโซโทรปีพบว่าแหล่งกำเนิดของรังสีไมโครเวฟพื้นหลังไม่สามารถอยู่ภายในกาแล็กซีได้ เนื่องจากจะต้องสังเกตความเข้มข้นของรังสีที่มุ่งสู่ใจกลางกาแล็กซี แหล่งกำเนิดรังสีก็ไม่สามารถอยู่ภายในระบบสุริยะได้เช่นกัน จะมีการสังเกตความแปรปรวนของความเข้มของรังสีในแต่ละวัน ด้วยเหตุนี้ จึงมีข้อสรุปเกี่ยวกับธรรมชาตินอกดาราจักรของการแผ่รังสีพื้นหลังนี้ ดังนั้น สมมติฐานของเอกภพร้อนจึงได้รับการสังเกตการณ์

เพื่อให้เข้าใจธรรมชาติของ CMB จำเป็นต้องหันไปใช้กระบวนการที่เกิดขึ้นในช่วงแรกของการขยายตัวของเอกภพ ให้เราพิจารณาว่าสภาวะทางกายภาพในเอกภพเปลี่ยนแปลงไปอย่างไรในระหว่างกระบวนการขยายตัว

ตอนนี้พื้นที่แต่ละลูกบาศก์เซนติเมตรมีโฟตอนพื้นหลังไมโครเวฟคอสมิกประมาณ 500 โฟตอน และมีปริมาณสารน้อยกว่านี้มาก เนื่องจากอัตราส่วนของจำนวนโฟตอนต่อจำนวนของแบริออนถูกสงวนไว้ระหว่างการขยายตัว แต่พลังงานของโฟตอนจะลดลงตามเวลาเนื่องจากการขยายตัวของเอกภพเนื่องจากเรดชิฟต์ เราจึงสรุปได้ว่าในช่วงเวลาหนึ่งในอดีตความหนาแน่นของพลังงาน ของรังสีได้ ความหนาแน่นมากขึ้นพลังงานของอนุภาคของสสาร เวลานี้เรียกว่าขั้นตอนการแผ่รังสีในวิวัฒนาการของจักรวาล ระยะการแผ่รังสีมีลักษณะความเท่าเทียมกันของอุณหภูมิของสสารและการแผ่รังสี ในสมัยนั้นรังสีกำหนดธรรมชาติของการขยายตัวของเอกภพอย่างสมบูรณ์ ประมาณหนึ่งล้านปีหลังจากการเริ่มต้นของการขยายตัวของเอกภพ อุณหภูมิลดลงถึงหลายพันองศาและการรวมตัวกันของอิเล็กตรอนซึ่งก่อนหน้านี้เป็นอนุภาคอิสระกับโปรตอนและนิวเคลียสของฮีเลียมเกิดขึ้น กล่าวคือ การก่อตัวของอะตอม จักรวาลกลายเป็นโปร่งใสต่อการแผ่รังสี และนี่คือรังสีที่เราจับได้และเรียกสิ่งนี้ว่าเรลิก จริง ตั้งแต่นั้นเป็นต้นมา เนื่องจากการขยายตัวของเอกภพ โฟตอนจึงลดพลังงานลงประมาณ 100 เท่า กล่าวโดยนัยคือ ควอนตั้มรังสีที่ระลึก "ตราตรึง" ยุคแห่งการรวมตัวกันอีกครั้งและให้ข้อมูลโดยตรงเกี่ยวกับอดีตอันไกลโพ้น

หลังจากการรวมตัวกันใหม่ สสารเริ่มวิวัฒนาการอย่างอิสระเป็นครั้งแรกโดยไม่คำนึงถึงการแผ่รังสี และความหนาแน่นเริ่มปรากฏขึ้นในนั้น - ตัวอ่อนของกาแลคซีในอนาคตและกระจุกของพวกมัน นั่นคือเหตุผลที่การทดลองเพื่อศึกษาคุณสมบัติของรังสีที่ระลึก - สเปกตรัมและความผันผวนเชิงพื้นที่ - จึงมีความสำคัญสำหรับนักวิทยาศาสตร์ ความพยายามของพวกเขาไม่ได้ไร้ประโยชน์: ในช่วงต้นทศวรรษที่ 90 การทดลองอวกาศของรัสเซีย "Relikt-2" และ "Kobe" ของอเมริกาค้นพบความแตกต่างของอุณหภูมิของการแผ่รังสีที่เกี่ยวข้องของส่วนใกล้เคียงของท้องฟ้าและความเบี่ยงเบนจากอุณหภูมิเฉลี่ยอยู่ที่ประมาณหนึ่งในพันของเปอร์เซ็นต์เท่านั้น ความผันแปรของอุณหภูมิเหล่านี้มีข้อมูลเกี่ยวกับการเบี่ยงเบนของความหนาแน่นของสสารจากค่าเฉลี่ยในช่วงการรวมตัวกันอีกครั้ง หลังจากการรวมตัวกันใหม่ สสารในเอกภพมีการกระจายเกือบเท่าๆ กัน และที่ความหนาแน่นสูงกว่าค่าเฉลี่ยเล็กน้อย แรงดึงดูดจะแรงกว่า เป็นการแปรผันของความหนาแน่นที่นำไปสู่การก่อตัวของโครงสร้างขนาดใหญ่ที่สังเกตได้ในเอกภพ กระจุกดาราจักร และดาราจักรเดี่ยว โดย ความคิดที่ทันสมัยกาแล็กซีแรกจะต้องก่อตัวขึ้นในยุคที่สอดคล้องกับเรดชิฟต์ 4 ถึง 8

มีโอกาสที่จะมองไกลออกไปในยุคก่อนการรวมตัวกันอีกครั้งหรือไม่? จนกระทั่งถึงช่วงเวลาของการรวมตัวกันอีกครั้ง ความกดดันของรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าที่สร้างสนามโน้มถ่วงเป็นส่วนใหญ่ ซึ่งทำให้การขยายตัวของเอกภพช้าลง ในขั้นตอนนี้ อุณหภูมิแปรผันผกผันกับรากที่สองของเวลาที่ผ่านไปตั้งแต่เริ่มการขยายตัว ให้เราพิจารณาขั้นตอนต่างๆ ตามลำดับของการขยายตัวของเอกภพยุคแรก

ที่อุณหภูมิประมาณ 1,013 เคลวิน คู่ของอนุภาคและปฏิอนุภาคต่างๆ เกิดและถูกทำลายในจักรวาล: โปรตอน นิวตรอน มีซอน อิเล็กตรอน นิวตริโน ฯลฯ เมื่ออุณหภูมิลดลงถึง 5 * 1012 K โปรตอนและนิวตรอนเกือบทั้งหมดจะถูกทำลายล้าง , เปลี่ยนเป็นควอนตัมรังสี; เฉพาะที่มีปฏิอนุภาค "ไม่เพียงพอ" เท่านั้นที่ยังคงอยู่ มันมาจากโปรตอนและนิวตรอน "ส่วนเกิน" เหล่านี้ซึ่งส่วนใหญ่ประกอบด้วยสสารของเอกภพที่สังเกตได้ในปัจจุบัน

ที่ Т= 2*1010 K นิวตริโนที่ทะลุทะลวงทั้งหมดหยุดทำปฏิกิริยากับสสาร - ตั้งแต่นั้นมา "พื้นหลังนิวตริโนจำลอง" ควรยังคงอยู่ ซึ่งอาจตรวจพบได้ในการทดลองนิวตริโนในอนาคต

ทุกอย่างที่เพิ่งพูดเกิดขึ้นภายใต้ซุปเปอร์ อุณหภูมิสูงในวินาทีแรกหลังจากการเริ่มต้นของการขยายตัวของเอกภพ ไม่กี่วินาทีหลังจากช่วงเวลาของการ "กำเนิด" ของเอกภพ ยุคของการสังเคราะห์นิวเคลียสปฐมภูมิเริ่มต้นขึ้นเมื่อนิวเคลียสของดิวทีเรียม ฮีเลียม ลิเธียม และเบริลเลียมก่อตัวขึ้น ใช้เวลาประมาณสามนาที และผลลัพธ์หลักคือการก่อตัวของนิวเคลียสของฮีเลียม (25% ของมวลของสสารทั้งหมดในเอกภพ) องค์ประกอบที่เหลือซึ่งหนักกว่าฮีเลียมประกอบขึ้นเป็นส่วนเล็กน้อยของสาร - ประมาณ 0.01%

หลังจากยุคของการสังเคราะห์นิวเคลียสและก่อนยุคของการรวมตัวกันอีกครั้ง (ประมาณ 106 ปี) มีการขยายตัวและการเย็นตัวของเอกภพอย่างสงบ และจากนั้น - หลายร้อยล้านปีหลังจากการเริ่มต้น - กาแลคซีและดาวดวงแรกปรากฏขึ้น

ในช่วงไม่กี่ทศวรรษที่ผ่านมา พัฒนาการของจักรวาลวิทยาและฟิสิกส์ของอนุภาคมูลฐานทำให้สามารถพิจารณาถึงช่วงเริ่มแรกของการขยายตัวของเอกภพที่ "หนาแน่นมาก" ได้ในทางทฤษฎี ปรากฎว่าในช่วงเริ่มต้นของการขยายตัวเมื่ออุณหภูมิสูงอย่างไม่น่าเชื่อ (มากกว่า 1,028 K) จักรวาลอาจอยู่ในสถานะพิเศษซึ่งขยายตัวด้วยความเร่งและพลังงานต่อหน่วยปริมาตรคงที่ ขั้นตอนของการขยายตัวนี้เรียกว่าภาวะเงินเฟ้อ สถานะของสสารดังกล่าวเป็นไปได้ภายใต้เงื่อนไขเดียว - แรงดันลบ ขั้นตอนของการขยายตัวของอัตราเงินเฟ้อที่รวดเร็วเป็นพิเศษนั้นครอบคลุมช่วงเวลาสั้นๆ: มันสิ้นสุดลงในเวลาประมาณ 10–36 วินาที มีความเชื่อกันว่า "การเกิด" ที่แท้จริงของอนุภาคมูลฐานของสสารในรูปแบบที่เรารู้ว่าเกิดขึ้นหลังจากสิ้นสุดระยะพองตัวและเกิดจากการยุบตัวของสนามสมมุติ หลังจากนั้นการขยายตัวของเอกภพก็ดำเนินต่อไปด้วยความเฉื่อย

สมมติฐานของเอกภพที่พองตัวมีคำตอบหลายประการ ประเด็นสำคัญจักรวาลวิทยาซึ่งจนกระทั่งเมื่อไม่นานมานี้ถือเป็นความขัดแย้งที่อธิบายไม่ได้ โดยเฉพาะอย่างยิ่งกับคำถามเกี่ยวกับสาเหตุของการขยายตัวของเอกภพ หากในประวัติศาสตร์จักรวาลได้ผ่านยุคที่มีแรงกดดันด้านลบมาก แรงโน้มถ่วงย่อมไม่ก่อให้เกิดแรงดึงดูด แต่เป็นการผลักกันของอนุภาควัตถุ และนั่นหมายความว่าเอกภพเริ่มขยายตัวอย่างรวดเร็ว ระเบิด แน่นอนว่าแบบจำลองของเอกภพที่พองตัวเป็นเพียงสมมติฐานเท่านั้น แม้แต่การตรวจสอบตำแหน่งของมันทางอ้อมก็ยังต้องการเครื่องมือดังกล่าวซึ่งยังไม่ได้สร้างขึ้นในปัจจุบัน อย่างไรก็ตาม แนวคิดของการเร่งการขยายตัวของเอกภพในช่วงแรกสุดของวิวัฒนาการได้เป็นที่ยอมรับอย่างมั่นคงในจักรวาลวิทยาสมัยใหม่

เมื่อพูดถึงเอกภพยุคแรก จู่ๆ เราก็ถูกเคลื่อนย้ายจากเกล็ดจักรวาลที่ใหญ่ที่สุดไปยังภูมิภาคของพิภพเล็ก ซึ่งอธิบายโดยกฎ กลศาสตร์ควอนตัม. ฟิสิกส์ของอนุภาคมูลฐานและพลังงานสูงยิ่งยวดมีความเชื่อมโยงอย่างใกล้ชิดในจักรวาลวิทยากับฟิสิกส์ของระบบดาราศาสตร์ขนาดยักษ์ ที่ใหญ่ที่สุดและเล็กที่สุดรวมกันที่นี่ นี่คือความงามอันน่าทึ่งของโลกของเรา เต็มไปด้วยความเชื่อมโยงที่คาดไม่ถึงและความสามัคคีอันลึกซึ้ง

สิ่งมีชีวิตบนโลกมีความหลากหลายอย่างมาก สิ่งมีชีวิตบนโลกมีตัวแทนจากนิวเคลียร์และก่อนนิวเคลียร์ สิ่งมีชีวิตเซลล์เดียวและหลายเซลล์ ในทางกลับกันมีหลายเซลล์ที่มีเชื้อราพืชและสัตว์แทน อาณาจักรใดอาณาจักรหนึ่งเหล่านี้รวมเอาประเภท, ชนชั้น, คำสั่ง, ครอบครัว, สกุล, สายพันธุ์, ประชากรและปัจเจกต่างๆ เข้าด้วยกัน

ในสิ่งมีชีวิตหลากหลายชนิดที่ดูเหมือนจะไม่มีที่สิ้นสุด ระดับต่างๆ ของการจัดระเบียบของสิ่งมีชีวิตสามารถแยกแยะความแตกต่างได้: โมเลกุล เซลล์ เนื้อเยื่อ อวัยวะ ออนเจเนติกส์ ประชากร สปีชีส์ biogeocenotic ชีวสเฟียร์ ระดับที่ระบุไว้จะถูกเน้นเพื่อความสะดวกในการศึกษา หากเราพยายามระบุระดับหลักโดยสะท้อนถึงระดับการศึกษาไม่มากเท่ากับระดับของการจัดระเบียบชีวิตบนโลก เกณฑ์หลักสำหรับการเลือกดังกล่าวควรได้รับการยอมรับว่ามีโครงสร้างพื้นฐานเฉพาะ โครงสร้างแยก และปรากฏการณ์พื้นฐาน . ด้วยวิธีการนี้ กลายเป็นสิ่งจำเป็นและเพียงพอที่จะแยกแยะระดับอณู-พันธุกรรม, ออนโทจีเนติก, ประชากร-สปีชีส์ และระดับ biogeocenotic (N.V. Timofeev-Resovsky และอื่นๆ)

ระดับอณูพันธุกรรม. ในการศึกษาระดับนี้ เห็นได้ชัดว่ามีความชัดเจนมากที่สุดในคำจำกัดความของแนวคิดพื้นฐาน เช่นเดียวกับในการระบุโครงสร้างมูลฐานและปรากฏการณ์ต่างๆ การพัฒนาทฤษฎีพันธุกรรมของโครโมโซมการวิเคราะห์กระบวนการกลายพันธุ์และการศึกษาโครงสร้างของโครโมโซม phages และไวรัสเผยให้เห็นคุณสมบัติหลักของการจัดระเบียบโครงสร้างทางพันธุกรรมเบื้องต้นและปรากฏการณ์ที่เกี่ยวข้อง เป็นที่ทราบกันดีว่าโครงสร้างหลักในระดับนี้ (รหัสของข้อมูลทางพันธุกรรมที่ส่งต่อจากรุ่นสู่รุ่น) คือ DNA ซึ่งมีความยาวแตกต่างกันในองค์ประกอบรหัส - ฐานไนโตรเจนสามเท่าที่สร้างยีน

ยีนในระดับนี้ขององค์กรชีวิตเป็นตัวแทนของหน่วยพื้นฐาน ปรากฏการณ์พื้นฐานหลักที่เกี่ยวข้องกับยีนสามารถพิจารณาการเปลี่ยนแปลงโครงสร้างในท้องถิ่น (การกลายพันธุ์) และการถ่ายโอนข้อมูลที่เก็บไว้ในนั้นไปยังระบบควบคุมภายในเซลล์

การทำซ้ำของตัวแปรร่วมเกิดขึ้นตามหลักการเมทริกซ์โดยการทำลายพันธะไฮโดรเจน เกลียวคู่ DNA ที่มีส่วนร่วมของเอนไซม์ DNA polymerase จากนั้นแต่ละเส้นจะสร้างเกลียวที่สอดคล้องกันสำหรับตัวมันเอง หลังจากนั้น เส้นใยใหม่จะเชื่อมต่อซึ่งกันและกันอย่างสมบูรณ์ เบส pyrimidine และ purine ของเส้นใยเสริมนั้นถูกพันธะไฮโดรเจนซึ่งกันและกันโดย DNA polymerase กระบวนการนี้รวดเร็วมาก ดังนั้น การประกอบตัวเองของ Escherichia coli DNA ซึ่งประกอบด้วยคู่เบสประมาณ 40,000 คู่จึงใช้เวลาเพียง 100 วินาที ข้อมูลทางพันธุกรรมถูกถ่ายโอนจากนิวเคลียสโดยโมเลกุล mRNA ไปยังไซโตพลาสซึมไปยังไรโบโซม และเกี่ยวข้องกับการสังเคราะห์โปรตีนที่นั่น โปรตีนที่มีกรดอะมิโนหลายพันชนิดจะถูกสังเคราะห์ในเซลล์ที่มีชีวิตภายใน 5-6 นาที ในขณะที่แบคทีเรียจะสังเคราะห์ได้เร็วกว่า

ระบบควบคุมหลัก ทั้งในการทำซ้ำแบบสอดคล้องกันและในการถ่ายโอนข้อมูลภายในเซลล์ ใช้ "หลักการเมทริกซ์" เช่น เป็นเมทริกซ์ ถัดจากที่สร้างโมเลกุลขนาดใหญ่ที่สอดคล้องกัน ปัจจุบันโครงสร้างที่ฝังอยู่ในโครงสร้างกำลังถูกถอดรหัสสำเร็จ กรดนิวคลีอิกรหัสที่ทำหน้าที่เป็นเมทริกซ์ในการสังเคราะห์โครงสร้างโปรตีนเฉพาะในเซลล์ การทำซ้ำตามการคัดลอกเมทริกซ์ไม่เพียงรักษาบรรทัดฐานทางพันธุกรรมเท่านั้น แต่ยังรวมถึงการเบี่ยงเบนจากมันด้วย เช่น การกลายพันธุ์ (พื้นฐานของกระบวนการวิวัฒนาการ) ความรู้ที่ถูกต้องเพียงพอเกี่ยวกับระดับอณู-พันธุศาสตร์เป็นข้อกำหนดเบื้องต้นที่จำเป็นสำหรับความเข้าใจที่ชัดเจนเกี่ยวกับปรากฏการณ์ชีวิตที่เกิดขึ้นในระดับอื่นๆ ทั้งหมดของการจัดระเบียบชีวิต

เนื้อหาของบทความ

รังสีที่นับถือ,รังสีแม่เหล็กไฟฟ้าคอสมิกที่มาถึงโลกจากทุกทิศทุกทางของท้องฟ้าโดยมีความเข้มเท่ากันโดยประมาณ และมีลักษณะเป็นสเปกตรัมของรังสีจากวัตถุดำที่อุณหภูมิประมาณ 3 K (3 องศาเซลเซียส) ขนาดสัมบูรณ์เคลวินซึ่งสอดคล้องกับ -270 ° C) ที่อุณหภูมินี้ ส่วนหลักของการแผ่รังสีจะตกลงบนคลื่นวิทยุในช่วงเซนติเมตรและมิลลิเมตร ความหนาแน่นของพลังงานของรังสีที่ระลึกคือ 0.25 eV/cm 3

นักดาราศาสตร์วิทยุทดลองเรียกการแผ่รังสีนี้ว่า "พื้นหลังไมโครเวฟคอสมิก" (CMB) นักดาราศาสตร์ฟิสิกส์เชิงทฤษฎีมักเรียกมันว่า "การแผ่รังสีที่ระลึก" (คำนี้เสนอโดยนักดาราศาสตร์ฟิสิกส์ชาวรัสเซีย I.S. Shklovsky) เนื่องจากในกรอบของทฤษฎีจักรวาลร้อนที่ยอมรับกันโดยทั่วไปในปัจจุบัน การแผ่รังสีนี้เกิดขึ้นในระยะแรกของการขยายตัวของเรา โลกเมื่อสารของมันเป็นเนื้อเดียวกันและร้อนมาก บางครั้งในวรรณกรรมทางวิทยาศาสตร์และยอดนิยม คุณสามารถค้นหาคำว่า "รังสีคอสมิกสามระดับ" ได้ ต่อไปนี้เราจะเรียกรังสีนี้ว่า "พระธาตุ"

การค้นพบรังสีวัตถุโบราณในปี พ.ศ. 2508 มีความสำคัญอย่างยิ่งต่อจักรวาลวิทยา มันกลายเป็นหนึ่งใน ความสำเร็จที่สำคัญวิทยาศาสตร์ธรรมชาติแห่งศตวรรษที่ 20 และที่สำคัญที่สุดสำหรับจักรวาลวิทยาหลังจากการค้นพบเรดชิฟต์ในสเปกตรัมของดาราจักร การแผ่รังสีของวัตถุโบราณอย่างอ่อนทำให้เราทราบข้อมูลเกี่ยวกับช่วงเวลาแรกของการดำรงอยู่ของจักรวาลของเรา เกี่ยวกับยุคอันไกลโพ้นนั้นเมื่อเอกภพทั้งหมดร้อนจัด และไม่มีดาวเคราะห์ ไม่มีดาวฤกษ์ ยังไม่มีดาราจักร จัดอยู่ใน ปีที่แล้วการวัดรังสีนี้โดยละเอียดด้วยความช่วยเหลือของหอสังเกตการณ์ภาคพื้นดิน สตราโตสเฟียร์ และอวกาศ ช่วยเปิดม่านเหนือความลึกลับของการกำเนิดเอกภพ

ทฤษฎีจักรวาลร้อน

ในปี 1929 นักดาราศาสตร์ชาวอเมริกัน เอ็ดวิน ฮับเบิล (1889-1953) ค้นพบว่าดาราจักรส่วนใหญ่กำลังเคลื่อนตัวออกห่างจากเรา และยิ่งดาราจักรอยู่ไกลออกไปเร็วขึ้นเท่าไร (กฎของฮับเบิล) สิ่งนี้ถูกตีความว่าเป็นการขยายตัวทั่วไปของจักรวาลที่เริ่มขึ้นเมื่อประมาณ 15 พันล้านปีก่อน คำถามเกิดขึ้นว่าเอกภพเป็นอย่างไรในอดีตอันไกลโพ้น เมื่อกาแล็กซีเพิ่งเริ่มเคลื่อนตัวออกจากกัน และก่อนหน้านั้น แม้ว่า เครื่องมือทางคณิตศาสตร์อ้างอิงจาก ทฤษฎีทั่วไปทฤษฎีสัมพัทธภาพของ Einstein และอธิบายพลวัตของเอกภพ ถูกสร้างขึ้นในทศวรรษที่ 1920 โดย Willem de Sitter (1872–1934), Alexander Friedmann (1888–1925) และ Georges Lemaitre (1894–1966) เกี่ยวกับ สภาพร่างกายเอกภพไม่เป็นที่รู้จักในช่วงแรกของการวิวัฒนาการ ไม่มีแม้แต่ความแน่นอนว่ามีช่วงเวลาหนึ่งในประวัติศาสตร์ของเอกภพที่อาจถือเป็น "จุดเริ่มต้นของการขยายตัว"

การพัฒนา ฟิสิกส์นิวเคลียร์ในปี 1940 อนุญาตให้มีการพัฒนา แบบจำลองทางทฤษฎีวิวัฒนาการของเอกภพในอดีต เมื่อสสารของมันควรจะถูกบีบอัด ความหนาแน่นสูงที่เกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ได้ อันดับแรก แบบจำลองเหล่านี้ควรอธิบายองค์ประกอบของสสารในจักรวาล ซึ่งในเวลานั้นวัดได้ค่อนข้างน่าเชื่อถือจากการสังเกตสเปกตรัมของดาวฤกษ์: โดยเฉลี่ยแล้วประกอบด้วยไฮโดรเจน 2/3 และ 1/3 ของฮีเลียมและองค์ประกอบทางเคมีอื่น ๆ ทั้งหมดรวมกันไม่เกิน 2% ความรู้เกี่ยวกับคุณสมบัติของอนุภาคในนิวเคลียร์ - โปรตอนและนิวตรอน - ทำให้สามารถคำนวณตัวเลือกสำหรับการเริ่มต้นของการขยายตัวของเอกภพ ซึ่งแตกต่างกันในเนื้อหาเริ่มต้นของอนุภาคเหล่านี้และอุณหภูมิของสสารและรังสีที่อยู่ในสมดุลทางอุณหพลศาสตร์ กับมัน ตัวแปรแต่ละชนิดให้องค์ประกอบของสารตั้งต้นของเอกภพ

ถ้าเราละเว้นรายละเอียด มีความเป็นไปได้สองประการที่แตกต่างกันโดยพื้นฐานสำหรับเงื่อนไขที่จุดเริ่มต้นของการขยายตัวของเอกภพดำเนินไป: สสารของมันอาจจะเย็นหรือร้อนก็ได้ ผลที่ตามมาของปฏิกิริยานิวเคลียร์นั้นแตกต่างกันโดยพื้นฐาน แม้ว่าแนวคิดเกี่ยวกับความเป็นไปได้ของอดีตที่ร้อนระอุของจักรวาลจะแสดงออกมาในผลงานชิ้นแรกของเขาโดย Lemaitre แต่ตามประวัติศาสตร์แล้ว ความเป็นไปได้ของการเริ่มต้นที่เย็นชานั้นได้รับการพิจารณาครั้งแรกในช่วงทศวรรษที่ 1930

ในสมมติฐานแรก เชื่อว่าสสารทั้งหมดในเอกภพมีอยู่ในตอนแรกในรูปของนิวตรอนเย็น ต่อมาปรากฎว่าข้อสันนิษฐานดังกล่าวขัดแย้งกับข้อสังเกต ความจริงก็คือนิวตรอนในสถานะอิสระจะสลายตัวโดยเฉลี่ย 15 นาทีหลังจากเกิดขึ้น เปลี่ยนเป็นโปรตอน อิเล็กตรอน และแอนตินิวตริโน ในเอกภพที่กำลังขยายตัว โปรตอนที่เกิดขึ้นจะเริ่มรวมตัวกับนิวตรอนที่เหลือ ก่อตัวเป็นนิวเคลียสของอะตอมดิวทีเรียม นอกจากนี้ ห่วงโซ่ของปฏิกิริยานิวเคลียร์จะนำไปสู่การก่อตัวของนิวเคลียสของอะตอมฮีเลียม ซับซ้อนยิ่งขึ้น นิวเคลียสของอะตอมตามที่แสดงการคำนวณจะไม่เกิดขึ้นจริงในกรณีนี้ เป็นผลให้สสารทั้งหมดกลายเป็นฮีเลียม ข้อสรุปดังกล่าวขัดแย้งอย่างมากกับการสังเกตการณ์ดวงดาวและสสารระหว่างดวงดาว ความชุกขององค์ประกอบทางเคมีในธรรมชาติปฏิเสธสมมติฐานของการเริ่มต้นของการขยายตัวของสสารในรูปของนิวตรอนเย็น

ในปีพ. ศ. 2489 ในสหรัฐอเมริกา Georgy Gamov (2447-2511) นักฟิสิกส์ชาวรัสเซียเสนอรุ่น "ร้อน" ของระยะเริ่มต้นของการขยายตัวของเอกภพ ในปี พ.ศ. 2491 งานของผู้ร่วมมือของเขา ราล์ฟ อัลเฟอร์ และโรเบิร์ต เฮอร์แมน ได้รับการตีพิมพ์ ซึ่งพิจารณาปฏิกิริยานิวเคลียร์ในสสารร้อนในช่วงเริ่มต้นของการขยายตัวของเอกภพ เพื่อให้ได้อัตราส่วนที่สังเกตได้ในปัจจุบันระหว่างจำนวนองค์ประกอบทางเคมีต่างๆ และไอโซโทปของธาตุเหล่านั้น ในช่วงหลายปีที่ผ่านมา ความปรารถนาที่จะอธิบายที่มาขององค์ประกอบทางเคมีทั้งหมดโดยการสังเคราะห์ในช่วงเวลาแรกของวิวัฒนาการของสสารนั้นเป็นไปตามธรรมชาติ ความจริงก็คือในเวลานั้นพวกเขาประเมินเวลาที่ผ่านไปอย่างผิดพลาดตั้งแต่จุดเริ่มต้นของการขยายตัวของจักรวาลเพียง 2-4 พันล้านปีเท่านั้น นี่เป็นเพราะค่าคงที่ของฮับเบิลมีค่าสูงเกินไป ซึ่งตามมาในปีเหล่านั้นจากการสังเกตทางดาราศาสตร์

การเปรียบเทียบอายุของเอกภพที่ 2-4 พันล้านปีกับอายุของโลกโดยประมาณคือประมาณ 4 พันล้านปี จึงจำเป็นต้องสันนิษฐานว่าโลก ดวงอาทิตย์ และดวงดาวต่างๆ ก่อตัวขึ้นจากสสารปฐมภูมิโดยมีองค์ประกอบทางเคมีสำเร็จรูป . เชื่อกันว่าองค์ประกอบนี้ไม่ได้เปลี่ยนแปลงอย่างมีนัยสำคัญ เนื่องจากการสังเคราะห์องค์ประกอบในดวงดาวเป็นกระบวนการที่ช้าและไม่มีเวลาสำหรับการนำไปใช้ก่อนการก่อตัวของโลกและวัตถุอื่น ๆ

การแก้ไขขนาดของระยะทางนอกดาราจักรที่ตามมาก็นำไปสู่การแก้ไขอายุของเอกภพ ทฤษฎีวิวัฒนาการของดาวฤกษ์สามารถอธิบายที่มาของทั้งหมดได้สำเร็จ องค์ประกอบหนัก(หนักกว่าฮีเลียม) โดยการสังเคราะห์นิวเคลียสในดาวฤกษ์ ไม่จำเป็นต้องอธิบายที่มาของธาตุทั้งหมด รวมถึงธาตุหนัก ในช่วงเริ่มต้นของการขยายตัวของเอกภพ อย่างไรก็ตาม แก่นแท้ของสมมติฐานจักรวาลร้อนนั้นถูกต้อง

ในทางกลับกัน ฮีเลียมที่มีอยู่มากมายในดาวฤกษ์และก๊าซระหว่างดวงดาวมีประมาณ 30% โดยมวล นี่เป็นสิ่งที่เกินกว่าจะอธิบายได้ด้วยปฏิกิริยานิวเคลียร์ในดวงดาว ซึ่งหมายความว่าควรสังเคราะห์ฮีเลียมซึ่งแตกต่างจากธาตุหนักในช่วงเริ่มต้นของการขยายตัวของจักรวาล แต่ในเวลาเดียวกัน - ในปริมาณที่ จำกัด

แนวคิดหลักของทฤษฎี Gamow คืออุณหภูมิที่สูงของสสารขัดขวางการเปลี่ยนแปลงของสสารทั้งหมดเป็นฮีเลียม ในช่วงเวลา 0.1 วินาทีหลังจากเริ่มการขยายตัว อุณหภูมิอยู่ที่ประมาณ 30 พันล้าน K ในสารที่ร้อนเช่นนี้มีโฟตอนพลังงานสูงจำนวนมาก ความหนาแน่นและพลังงานของโฟตอนสูงมากจนแสงทำปฏิกิริยากับแสง ซึ่งนำไปสู่การสร้างคู่อิเล็กตรอน-โพซิตรอน การทำลายล้างของคู่สามารถนำไปสู่การผลิตโฟตอน เช่นเดียวกับการผลิตคู่ของนิวตริโนและแอนตินิวตริโน ใน "หม้อต้ม" นี้เป็นเรื่องธรรมดา ที่อุณหภูมิสูงมาก นิวเคลียสของอะตอมที่ซับซ้อนไม่สามารถดำรงอยู่ได้ พวกมันจะถูกอนุภาคพลังงานที่อยู่รอบๆ ทำลายทันที ดังนั้นอนุภาคของสสารหนักจึงมีอยู่ในรูปของนิวตรอนและโปรตอน ปฏิกิริยากับอนุภาคพลังงานทำให้นิวตรอนและโปรตอนเปลี่ยนเข้าหากันอย่างรวดเร็ว อย่างไรก็ตาม ปฏิกิริยาของการรวมนิวตรอนกับโปรตอนจะไม่เกิดขึ้น เนื่องจากนิวเคลียสของดิวทีเรียมที่เกิดขึ้นจะถูกทำให้แตกสลายทันทีโดยอนุภาคที่มีพลังงานสูง ดังนั้น เนื่องจากอุณหภูมิสูงในตอนเริ่มต้น ห่วงโซ่ที่นำไปสู่การแตกตัวของฮีเลียม

จนกว่าการขยายตัวของเอกภพจะเย็นลงต่ำกว่าหนึ่งพันล้านเคลวิน ดิวทีเรียมที่เกิดขึ้นบางส่วนจะถูกเก็บไว้แล้วและนำไปสู่การหลอมรวมของฮีเลียม การคำนวณแสดงให้เห็นว่าอุณหภูมิและความหนาแน่นของสสารสามารถปรับได้ ดังนั้น ในเวลานี้ เศษส่วนของนิวตรอนในสสารจะมีค่าประมาณ 15% โดยมวล นิวตรอนเหล่านี้รวมตัวกับโปรตอนที่เท่ากันเพื่อสร้างฮีเลียมประมาณ 30% อนุภาคหนักที่เหลืออยู่ยังคงอยู่ในรูปของโปรตอน - นิวเคลียสของอะตอมไฮโดรเจน ปฏิกิริยานิวเคลียร์สิ้นสุดหลังจากห้านาทีแรกหลังจากการเริ่มต้นของการขยายตัวของเอกภพ ในอนาคต เมื่อเอกภพขยายตัว อุณหภูมิของสสารและการแผ่รังสีจะลดลง จากผลงานของ Gamow, Alfer และ Herman ในปี 1948 เป็นไปตาม: หากทฤษฎีจักรวาลร้อนทำนายการเกิดขึ้นของฮีเลียม 30% และไฮโดรเจน 70% เป็นองค์ประกอบทางเคมีหลักของธรรมชาติ จักรวาลสมัยใหม่จะต้องเต็มไปด้วยเศษซาก ("วัตถุโบราณ") ของการแผ่รังสีร้อนในยุคแรกเริ่มอย่างหลีกเลี่ยงไม่ได้ และอุณหภูมิในปัจจุบันของรังสีวัตถุโบราณนี้จะต้องอยู่ที่ประมาณ 5 เคลวิน

อย่างไรก็ตาม การวิเคราะห์ตัวแปรต่างๆ ของจุดเริ่มต้นของการขยายตัวของจักรวาลวิทยาไม่ได้จบลงด้วยสมมติฐาน Gamow ในช่วงต้นทศวรรษ 1960 Ya.B. Zel'dovich ได้พยายามอย่างแยบยลที่จะกลับไปใช้แบบเย็น ซึ่งเสนอว่าสสารเย็นดั้งเดิมประกอบด้วยโปรตอน อิเล็กตรอน และนิวตริโน ดังที่ Zel'dovich แสดงให้เห็น ส่วนผสมดังกล่าวกลายร่างเป็น ไฮโดรเจนบริสุทธิ์. ฮีเลียมและองค์ประกอบทางเคมีอื่นๆ ตามสมมติฐานนี้ ถูกสังเคราะห์ขึ้นในภายหลังเมื่อดาวก่อตัวขึ้น โปรดทราบว่า ณ เวลานี้ นักดาราศาสตร์รู้แล้วว่าเอกภพมีอายุมากกว่าโลกและดาวฤกษ์ส่วนใหญ่รอบตัวเราหลายเท่า และข้อมูลเกี่ยวกับความอุดมสมบูรณ์ของฮีเลียมในสสารของดาวฤกษ์ยังไม่มีความแน่นอนมากนักในช่วงหลายปีที่ผ่านมา

ดูเหมือนว่า การทดสอบขั้นเด็ดขาดในการเลือกระหว่างแบบจำลองของจักรวาลที่เย็นและร้อนอาจเป็นการค้นหารังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล แต่ด้วยเหตุผลบางอย่าง เป็นเวลาหลายปีหลังจากการทำนายของ Gamow และเพื่อนร่วมงานของเขา ไม่มีใครพยายามตรวจจับรังสีนี้อย่างตั้งใจ มันถูกค้นพบโดยบังเอิญในปี 1965 โดยนักฟิสิกส์วิทยุจากบริษัทอเมริกัน "Bell" R. Wilson และ A. Penzias ซึ่งได้รับรางวัลโนเบลในปี 1978

ระหว่างทางไปพบรังสีที่ระลึก

ในช่วงกลางทศวรรษที่ 1960 นักดาราศาสตร์ฟิสิกส์ยังคงศึกษาแบบจำลองจักรวาลที่ร้อนขึ้นในทางทฤษฎี การคำนวณลักษณะที่คาดหวังของ CMB ดำเนินการในปี 2507 โดย A.G. Doroshkevich และ I.D. Novikov ในสหภาพโซเวียตและเป็นอิสระโดย F. Hoyle และ R.J. Taylor ในบริเตนใหญ่ แต่งานเหล่านี้ไม่ดึงดูดความสนใจเช่นเดียวกับงานก่อนหน้าของ Gamow และเพื่อนร่วมงาน แต่พวกเขาได้แสดงให้เห็นอย่างน่าเชื่อแล้วว่าสามารถสังเกตการแผ่รังสีของวัตถุโบราณได้ แม้ว่าการแผ่รังสีนี้จะมีความอ่อนแออย่างมากในยุคของเรา แต่โชคดีที่มันอยู่ในบริเวณนั้นของสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้าซึ่งแหล่งกำเนิดของจักรวาลอื่นๆ โดยรวมแผ่รังสีที่อ่อนกว่า ดังนั้น การค้นหาเป้าหมายสำหรับพื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาลน่าจะนำไปสู่การค้นพบ แต่นักดาราศาสตร์วิทยุไม่ทราบเกี่ยวกับเรื่องนี้

นี่คือสิ่งที่ A. Penzias กล่าวในการบรรยายโนเบลของเขา: "การรับรู้พื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาลที่เผยแพร่ครั้งแรกว่าเป็นปรากฏการณ์ที่ตรวจจับได้ในช่วงคลื่นวิทยุปรากฏในฤดูใบไม้ผลิ บทความสั้นๆ A.G. Doroshkevich และ I.D. Novikov มีสิทธิ ความหนาแน่นเฉลี่ยการแผ่รังสีในเมตากาแลกซีและคำถามเกี่ยวกับจักรวาลวิทยาเชิงสัมพัทธภาพ. แม้ว่าคำแปลภาษาอังกฤษจะปรากฏในปีเดียวกัน แต่ต่อมาในวารสาร Sovetskaya Fizika - Doklady ที่มีชื่อเสียง บทความนี้ดูเหมือนจะไม่ดึงดูดความสนใจของผู้เชี่ยวชาญคนอื่น ๆ ในสาขานี้ บทความที่น่าทึ่งนี้ไม่เพียงแต่แสดงสเปกตรัมของพื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาลเป็นวัตถุสีดำเท่านั้น ปรากฏการณ์คลื่นแต่ยังโฟกัสไปที่ตัวสะท้อนแสงฮอร์นยาว 20 ฟุตของ Bell Laboratory ที่ Crawford Hill อย่างชัดเจน ซึ่งเป็นเครื่องมือที่เหมาะสมที่สุดในการตรวจจับ! (อ้างโดย: Sharov A.S., Novikov I.D. ชายผู้ค้นพบการระเบิดของเอกภพ: ชีวิตและผลงานของเอ็ดวิน ฮับเบิล. ม., 2532).

น่าเสียดายที่บทความนี้ไม่มีใครสังเกตเห็นโดยนักทฤษฎีหรือผู้สังเกตการณ์ มันไม่ได้กระตุ้นการค้นหารังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล นักประวัติศาสตร์วิทยาศาสตร์ยังคงสงสัยว่าเหตุใดเป็นเวลาหลายปีจึงไม่มีใครพยายามมองหาการแผ่รังสีจากจักรวาลที่ร้อนระอุเป็นเวลาหลายปี เป็นที่น่าแปลกใจว่าที่ผ่านมาการค้นพบนี้ - หนึ่งในที่ใหญ่ที่สุดในศตวรรษที่ 20 – นักวิทยาศาสตร์เดินผ่านไปมาหลายครั้งโดยไม่ทันสังเกต

ตัวอย่างเช่น รังสีวัตถุโบราณอาจถูกค้นพบได้เร็วเท่าปี พ.ศ. 2484 จากนั้น อี. แมคเคลลาร์ นักดาราศาสตร์ชาวแคนาดาได้วิเคราะห์เส้นการดูดกลืนแสงที่เกิดจากสเปกตรัมของดาวซีตา โอฟีอุคัสโดยโมเลกุลไซยาไนด์ระหว่างดาว เขาสรุปได้ว่าเส้นเหล่านี้ในบริเวณที่มองเห็นได้ของสเปกตรัมจะเกิดขึ้นได้ก็ต่อเมื่อแสงถูกดูดกลืนโดยการหมุนของโมเลกุลสีฟ้า และการหมุนของพวกมันจะต้องถูกกระตุ้นโดยการแผ่รังสีที่มีอุณหภูมิประมาณ 2.3 เค แน่นอนว่าไม่มีใครสามารถมีได้ คิดว่าการกระตุ้นของระดับการหมุนของโมเลกุลเหล่านี้เกิดจากรังสีที่ระลึก หลังจากการค้นพบในปี 2508 ผลงานของ I.S. Shklovsky, J. Field และคนอื่น ๆ ที่ตีพิมพ์ซึ่งแสดงให้เห็นว่าการกระตุ้นการหมุนของโมเลกุลสีฟ้าระหว่างดวงดาวซึ่งเป็นเส้นที่สังเกตได้ชัดเจนในสเปกตรัมของดาวฤกษ์หลายดวง เกิดจากกัมมันตภาพรังสี

เรื่องราวที่น่าทึ่งยิ่งกว่านั้นเกิดขึ้นในช่วงกลางทศวรรษที่ 1950 จากนั้นนักวิทยาศาสตร์หนุ่ม T.A. Shmaonov ภายใต้การแนะนำของนักดาราศาสตร์วิทยุชื่อดังของโซเวียต S.E. Khaikin และ N.L. Kaidanovsky ได้วัดการปล่อยคลื่นวิทยุจากอวกาศที่ความยาวคลื่น 32 ซม. การวัดเหล่านี้ทำโดยใช้เสาอากาศแบบแตรซึ่งคล้ายกับที่ใช้ในหลายปีต่อมา โดย Penzias และ Wilson ชมานอฟศึกษาการรบกวนที่อาจเกิดขึ้นอย่างรอบคอบ แน่นอนว่าในเวลานั้นเขาไม่มีเครื่องรับที่ละเอียดอ่อนอย่างที่ชาวอเมริกันมีในภายหลัง ผลลัพธ์ของการวัดของ Shmaonov ถูกตีพิมพ์ในปี 1957 ในวิทยานิพนธ์ระดับปริญญาเอกของเขาและในวารสาร Devices and Experimental Technique ข้อสรุปจากการวัดเหล่านี้มีดังนี้: "ปรากฎว่าค่าสัมบูรณ์ของอุณหภูมิที่มีประสิทธิภาพของการปล่อยคลื่นวิทยุพื้นหลัง ... เท่ากับ 4 ± 3 K" ชมานอฟสังเกตความเป็นอิสระของความเข้มของรังสีจากทิศทางบนท้องฟ้าและจากเวลา แม้ว่าข้อผิดพลาดในการวัดจะมีขนาดใหญ่และไม่จำเป็นต้องพูดถึงความน่าเชื่อถือใดๆ ของรูปที่ 4 แต่ตอนนี้เป็นที่ชัดเจนสำหรับเราแล้วว่า Shmaonov วัดรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาลได้อย่างแม่นยำ น่าเสียดาย ทั้งเขาและนักดาราศาสตร์วิทยุคนอื่นๆ ไม่รู้อะไรเลยเกี่ยวกับความเป็นไปได้ของการมีอยู่ของรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล และไม่ได้ให้ความสำคัญกับการวัดเหล่านี้

ในที่สุด ประมาณปี พ.ศ. 2507 นักฟิสิกส์เชิงทดลองที่มีชื่อเสียงจากพรินซ์ตัน (สหรัฐอเมริกา) โรเบิร์ต ดิกเก ได้ตั้งสติในการแก้ไขปัญหานี้ แม้ว่าเหตุผลของเขาจะอิงตามทฤษฎีของเอกภพที่ "สั่นไหว" ซึ่งประสบกับการขยายตัวและการหดตัวซ้ำๆ แต่ Dicke ก็เข้าใจอย่างชัดเจนถึงความจำเป็นในการค้นหา CMB ในความคิดริเริ่มของเขา ในต้นปี 1965 นักทฤษฎีหนุ่ม F. J. E. Peebles ได้ทำการคำนวณที่จำเป็น และ P. G. Roll และ D. T. Wilkinson เริ่มสร้างเสาอากาศสัญญาณรบกวนต่ำขนาดเล็กบนหลังคาของ Palmer Physics Laboratory ที่ Princeton ในการค้นหารังสีพื้นหลัง ไม่จำเป็นต้องใช้กล้องโทรทรรศน์วิทยุขนาดใหญ่ เนื่องจากรังสีมาจากทุกทิศทุกทาง ไม่มีอะไรได้มาจากการที่เสาอากาศขนาดใหญ่โฟกัสลำแสงไปยังพื้นที่ที่เล็กกว่าของท้องฟ้า แต่กลุ่มของ Dicke ไม่มีเวลาทำการค้นพบตามที่วางแผนไว้ เมื่ออุปกรณ์ของพวกเขาพร้อมแล้ว พวกเขาทำได้เพียงยืนยันการค้นพบ ซึ่งทำขึ้นโดยบังเอิญโดยคนอื่นเมื่อวันก่อน

การค้นพบรังสีที่ระลึก

ในปี 1960 เสาอากาศถูกสร้างขึ้นใน Crawford Hill, Holmdel (นิวเจอร์ซีย์ สหรัฐอเมริกา) เพื่อรับสัญญาณวิทยุที่สะท้อนจากดาวเทียม Echoballoon ในปี 1963 เสาอากาศนี้ไม่จำเป็นต้องทำงานกับดาวเทียมอีกต่อไป และนักฟิสิกส์วิทยุ Robert Woodrow Wilson (เกิดปี 1936) และ Arno Elan Penzias (เกิดปี 1933) จากห้องปฏิบัติการของบริษัท Bell Telephone ตัดสินใจใช้เสาอากาศนี้สำหรับดาราศาสตร์วิทยุ ข้อสังเกต เสาอากาศเป็นแตรยาว 20 ฟุต เมื่อรวมกับอุปกรณ์รับสัญญาณล่าสุด กล้องโทรทรรศน์วิทยุนี้เป็นเครื่องมือที่ไวที่สุดในโลกสำหรับการวัดคลื่นวิทยุที่มาจาก แพลตฟอร์มกว้างในท้องฟ้า. ก่อนอื่น มันควรจะวัดการปล่อยคลื่นวิทยุ สื่อระหว่างดวงดาวของกาแล็กซีของเราที่ความยาวคลื่น 7.35 ซม. Arno Penzias และ Robert Wilson ไม่รู้เกี่ยวกับทฤษฎีจักรวาลร้อนและจะไม่ค้นหารังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล

ในการวัดการปล่อยคลื่นวิทยุของกาแล็กซีอย่างแม่นยำ จำเป็นต้องคำนึงถึงการรบกวนที่เป็นไปได้ทั้งหมดที่เกิดจากการแผ่รังสีของชั้นบรรยากาศโลกและพื้นผิวโลก ตลอดจนการรบกวนที่เกิดขึ้นในเสาอากาศ วงจรไฟฟ้าและเครื่องรับ การทดสอบเบื้องต้นของระบบรับสัญญาณพบว่ามีสัญญาณรบกวนมากกว่าที่คาดไว้เล็กน้อย แต่ดูเหมือนว่าจะเป็นไปได้ว่าเกิดจากสัญญาณรบกวนส่วนเกินเล็กน้อยในวงจรขยายเสียง เพื่อแก้ไขปัญหาเหล่านี้ Penzias และ Wilson ใช้อุปกรณ์ที่เรียกว่า "โหลดเย็น" ซึ่งสัญญาณที่มาจากเสาอากาศจะถูกเปรียบเทียบกับสัญญาณจาก แหล่งเทียมระบายความร้อนด้วยฮีเลียมเหลวที่อุณหภูมิประมาณสี่องศาเหนือ ศูนย์สัมบูรณ์(4K). ในทั้งสองกรณี สัญญาณรบกวนทางไฟฟ้าในวงจรขยายจะต้องเหมือนกัน ดังนั้นความแตกต่างที่ได้จากการเปรียบเทียบจึงให้พลังของสัญญาณที่มาจากเสาอากาศ สัญญาณนี้ประกอบด้วยการสนับสนุนเฉพาะจากอุปกรณ์เสาอากาศ ชั้นบรรยากาศของโลก และแหล่งกำเนิดคลื่นวิทยุทางดาราศาสตร์ที่เข้าสู่ขอบเขตการมองเห็นของเสาอากาศ

Penzias และ Wilson คาดว่าการจัดเรียงเสาอากาศจะทำให้เกิดสัญญาณรบกวนทางไฟฟ้าน้อยมาก อย่างไรก็ตาม เพื่อทดสอบสมมติฐานนี้ พวกเขาเริ่มการสังเกตที่ความยาวคลื่นค่อนข้างสั้นที่ 7.35 ซม. ซึ่งสัญญาณรบกวนวิทยุจากกาแล็กซีไม่ควรมีน้อย โดยธรรมชาติแล้ว สัญญาณรบกวนทางวิทยุบางชนิดคาดว่าจะมีความยาวคลื่นดังกล่าวจากบรรยากาศโลก แต่เสียงนี้ควรมีลักษณะเฉพาะขึ้นอยู่กับทิศทาง: ควรเป็นสัดส่วนกับความหนาของชั้นบรรยากาศในทิศทางที่เสาอากาศมอง: หันไปทางจุดสูงสุดน้อยลงเล็กน้อย หันไปทางเส้นขอบฟ้ามากขึ้นเล็กน้อย คาดว่าหลังจากลบเทอมบรรยากาศออกจาก ลักษณะการพึ่งพาอาศัยกันจะไม่มีสัญญาณสำคัญจากเสาอากาศหลงเหลือจากทิศทางนี้ และสิ่งนี้จะยืนยันว่าสัญญาณรบกวนทางไฟฟ้าที่เกิดจากอุปกรณ์เสาอากาศนั้นไม่มีนัยสำคัญ หลังจากนั้นจะสามารถเริ่มศึกษากาแล็กซีเองที่ความยาวคลื่นขนาดใหญ่ - ประมาณ 21 ซม. โดยที่การแผ่รังสี ทางช้างเผือกมีความสำคัญอย่างยิ่ง (โปรดทราบว่าคลื่นวิทยุที่มีความยาวเป็นเซ็นติเมตรหรือเดซิเมตร จนถึง 1 เมตร โดยทั่วไปเรียกว่า "รังสีไมโครเวฟ" ชื่อนี้ได้รับเนื่องจากความยาวคลื่นเหล่านี้มีขนาดเล็กกว่าคลื่นสั้นเกินขนาดที่ใช้ในเรดาร์ในช่วงเริ่มต้นของสงครามโลกครั้งที่สอง . .)

ด้วยความประหลาดใจ Penzias และ Wilson ค้นพบในฤดูใบไม้ผลิปี 1964 ว่าพวกเขาจับสัญญาณรบกวนไมโครเวฟที่ไม่ขึ้นกับทิศทางได้ค่อนข้างมากที่ระยะ 7.35 ซม. พวกเขาพบว่า "พื้นหลังคงที่" นี้ไม่เปลี่ยนแปลงตามเวลาของวัน และต่อมาก็พบว่ามันไม่ได้ขึ้นอยู่กับฤดูกาลเช่นกัน ดังนั้น นี่จึงไม่ใช่การแผ่รังสีของกาแล็กซี เพราะในกรณีนี้ ความเข้มของมันจะเปลี่ยนไปขึ้นอยู่กับว่าเสาอากาศมองไปตามระนาบทางช้างเผือกหรือทางขวาง นอกจากนี้ หากนี่คือการแผ่รังสีของกาแล็กซีของเรา กาแล็กซีชนิดก้นหอยขนาดใหญ่ M 31 ในแอนโดรเมดา ซึ่งคล้ายกับของเราในหลายๆ ด้าน ก็จะต้องแผ่รังสีรุนแรงที่ความยาวคลื่น 7.35 ซม. เช่นกัน แต่สิ่งนี้ไม่ได้ถูกสังเกต การไม่มีการเปลี่ยนแปลงใดๆ ของสัญญาณรบกวนไมโครเวฟที่สังเกตได้พร้อมทิศทางบ่งบอกว่าคลื่นวิทยุเหล่านี้ (หากมีอยู่จริง) ไม่ได้มาจากทางช้างเผือก แต่มาจากเอกภพในปริมาณที่มากกว่ามาก

เป็นที่ชัดเจนสำหรับนักวิจัยว่าพวกเขาจำเป็นต้องทดสอบอีกครั้งเพื่อดูว่าตัวเสาอากาศเองอาจสร้างสัญญาณรบกวนทางไฟฟ้ามากกว่าที่คาดไว้หรือไม่ โดยเฉพาะอย่างยิ่งเป็นที่ทราบกันว่านกพิราบคู่หนึ่งทำรังอยู่ในปากของเสาอากาศ พวกเขาถูกจับได้ ถูกส่งไปยังเว็บไซต์ Bell's Vippany ได้รับการปล่อยตัว ค้นพบอีกครั้งในอีกไม่กี่วันต่อมาในตำแหน่งบนเสาอากาศ ถูกตะครุบตัวได้ และสุดท้ายก็สงบลงด้วยวิธีการที่รุนแรงกว่านั้น อย่างไรก็ตาม ในขณะที่เช่าสถานที่ นกพิราบได้เคลือบด้านในของเสาอากาศด้วยสิ่งที่ Penzias เรียกว่า "สารไดอิเล็กตริกสีขาว" ซึ่งอาจเป็นแหล่งกำเนิดสัญญาณรบกวนทางไฟฟ้าที่อุณหภูมิห้องได้ ในต้นปี พ.ศ. 2508 แตรเสาอากาศถูกรื้อออกและทำความสะอาดสิ่งสกปรกทั้งหมดออก แต่วิธีนี้ก็เหมือนกับกลอุบายอื่นๆ ทั้งหมด ทำให้ระดับเสียงที่สังเกตได้ลดลงเพียงเล็กน้อย

เมื่อแหล่งที่มาของสัญญาณรบกวนทั้งหมดได้รับการวิเคราะห์และพิจารณาอย่างระมัดระวัง Penzias และ Wilson ถูกบังคับให้สรุปว่ารังสีมาจากอวกาศและจากทุกทิศทุกทางที่มีความเข้มเท่ากัน ปรากฎว่าอวกาศแผ่รังสีราวกับว่ามันร้อนถึงอุณหภูมิ 3.5 เคลวิน (แม่นยำยิ่งขึ้น ความแม่นยำที่ได้มาทำให้เราสรุปได้ว่า "อุณหภูมิของอวกาศ" อยู่ที่ 2.5 ถึง 4.5 เคลวิน) ควรสังเกตว่านี่เป็นผลการทดลองที่ละเอียดอ่อนมาก ตัวอย่างเช่น หากก้อนไอศกรีมวางอยู่ด้านหน้าแตรเสาอากาศ ไอศกรีมจะส่องแสงในช่วงคลื่นวิทยุ ซึ่งสว่างกว่าส่วนที่สอดคล้องกันของท้องฟ้าถึง 22 ล้านเท่า . เมื่อพิจารณาถึงผลลัพธ์ที่ไม่คาดคิดจากการสังเกต Penzias และ Wilson จึงไม่รีบร้อนที่จะตีพิมพ์ แต่เหตุการณ์ได้พัฒนาไปแล้วโดยขัดต่อความประสงค์ของพวกเขา

มันเกิดขึ้นที่ Penzias โทรหา Bernard Burke เพื่อนของเขาจากแมสซาชูเซตส์ในโอกาสที่แตกต่างไปจากเดิมอย่างสิ้นเชิง สถาบันเทคโนโลยี. ไม่นานก่อนหน้านี้ เบิร์คเคยได้ยินจากเพื่อนร่วมงานของเขา Ken Tsrner จาก Carnegie Institution เกี่ยวกับคำปราศรัยที่เขาเคยได้ยินที่ Johns Hopkins โดย Phil Peebleslem นักทฤษฎีของ Princeton ซึ่งทำงานภายใต้ Robert Dicke ในการพูดคุยนี้ Peebles แย้งว่าต้องมีเสียงวิทยุพื้นหลังหลงเหลือจากเอกภพยุคแรก ซึ่งตอนนี้มีอุณหภูมิเทียบเท่าประมาณ 10 เคลวิน

Penzias เรียก Dicke และทีมวิจัยทั้งสองได้พบกัน Robert Dicke และเพื่อนร่วมงานของเขา F. Peebles, P. Roll และ D. Wilkinson เห็นได้ชัดว่า A. Penzias และ R. Wilson ค้นพบรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของเอกภพจากเอกภพที่ร้อนระอุ นักวิทยาศาสตร์ตัดสินใจเผยแพร่จดหมายสองฉบับพร้อมกันในวารสาร Astrophysical Journal อันทรงเกียรติ ในฤดูร้อนปี 1965 ผลงานทั้งสองชิ้นได้รับการตีพิมพ์: โดย Penzias และ Wilson เกี่ยวกับการค้นพบรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล และโดย Dicke และเพื่อนร่วมงานพร้อมคำอธิบายของเขาโดยใช้ทฤษฎีของจักรวาลที่ร้อนระอุ เห็นได้ชัดว่าไม่มั่นใจในการตีความทางจักรวาลวิทยาของการค้นพบของพวกเขาโดยสิ้นเชิง เพนเซียสและวิลสันจึงตั้งชื่อโน้ตสั้นๆ ว่า: การวัดอุณหภูมิส่วนเกินของเสาอากาศที่ 4080 MHz. พวกเขาประกาศอย่างเรียบง่ายว่า "การวัดอุณหภูมิเสียงซีนิธที่มีประสิทธิภาพ ... ให้ค่าสูงกว่าที่คาดไว้ 3.5 K" และหลีกเลี่ยงการกล่าวถึงจักรวาลวิทยา ยกเว้นวลีที่ว่า "คำอธิบายที่เป็นไปได้สำหรับอุณหภูมิเสียงส่วนเกินที่สังเกตได้นั้นมาจาก Dicke, Peebles, Roll และ Wilkinson ในจดหมายประกอบในนิตยสารฉบับเดียวกัน

ในปีต่อๆ มา มีการวัดจำนวนมากที่ความยาวคลื่นต่างๆ ตั้งแต่สิบเซนติเมตรไปจนถึงเศษส่วนของมิลลิเมตร จากการสังเกตพบว่าสเปกตรัม CMB สอดคล้องกับสูตรของพลังค์ เนื่องจากควรเป็นสำหรับการแผ่รังสีที่อุณหภูมิหนึ่ง อุณหภูมินี้ได้รับการยืนยันว่าอยู่ที่ประมาณ 3 K เป็นอันเสร็จเรียบร้อย การค้นพบที่ยอดเยี่ยมซึ่งพิสูจน์ว่าเอกภพร้อนจัดในช่วงเริ่มต้นของการขยายตัว

นั่นคือความซับซ้อนที่เกี่ยวพันกันของเหตุการณ์ที่นำไปสู่การค้นพบเอกภพที่ร้อนจัดโดยเพนเซียสและวิลสันในปี 2508 การก่อตั้งข้อเท็จจริงของอุณหภูมิที่สูงยิ่งยวดในช่วงเริ่มต้นของการขยายตัวของเอกภพคือจุดเริ่มต้น การวิจัยที่สำคัญซึ่งนำไปสู่การเปิดเผยความลับทางฟิสิกส์ดาราศาสตร์ไม่เพียงเท่านั้น แต่ยังรวมถึงความลับของโครงสร้างของสสารด้วย

การวัดรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาลที่แม่นยำที่สุดได้ดำเนินการจากอวกาศ ได้แก่ การทดลอง Relikt บนดาวเทียม Prognoz-9 ของโซเวียต (พ.ศ. 2526-2527) และการทดลอง DMR (Differential Microwave Radiometer) บนดาวเทียม COBE ของอเมริกา (พื้นหลังของจักรวาล นักสำรวจ, พฤศจิกายน 2532–2536) ทำให้สามารถระบุอุณหภูมิของการแผ่รังสีที่ระลึกได้อย่างแม่นยำที่สุด: 2.725 ± 0.002 เค

พื้นหลังไมโครเวฟเป็น "อีเทอร์ใหม่"

ดังนั้นสเปกตรัมของรังสีที่ระลึกที่มีมาก ความแม่นยำสูงสอดคล้องกับการแผ่รังสีของวัตถุดำ (เช่น อธิบายโดยสูตรพลังค์) ที่มีอุณหภูมิ T = 2.73 K อย่างไรก็ตาม มีความเบี่ยงเบนเล็กน้อย (ประมาณ 0.1%) จากอุณหภูมิเฉลี่ยนี้ ขึ้นอยู่กับทิศทางของการวัดบนท้องฟ้า . ความจริงก็คือการแผ่รังสีที่ระลึกนั้นเป็นไอโซโทรปิกเฉพาะในระบบพิกัดที่เกี่ยวข้องกับระบบทั้งหมดของกาแลคซีที่ถอยร่น ที่เรียกว่า "กรอบอ้างอิงที่กำลังมา" ซึ่งขยายตัวไปพร้อมกับเอกภพ ในระบบพิกัดอื่น ๆ ความเข้มของรังสีขึ้นอยู่กับทิศทาง ประการแรก สิ่งนี้เกิดจากการเคลื่อนไหวของอุปกรณ์ตรวจวัดที่สัมพันธ์กับพื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาล: เอฟเฟกต์ Doppler นำไปสู่ ​​"ความเป็นสีน้ำเงิน" ของโฟตอนที่บินเข้าหาอุปกรณ์ และทำให้เกิด "สีแดง" ของโฟตอนที่จับกับมัน

ในกรณีนี้ อุณหภูมิที่วัดได้เมื่อเทียบกับค่าเฉลี่ย (T 0) ขึ้นอยู่กับทิศทางการเคลื่อนที่: T \u003d T 0 (1 + (v / c) cos ฉัน) โดยที่ v คือความเร็วของอุปกรณ์ในระบบพิกัดที่เกี่ยวข้องกับการแผ่รังสีพื้นหลัง c คือความเร็วแสง ฉันคือมุมระหว่างเวกเตอร์ความเร็วกับทิศทางของการสังเกต เมื่อเทียบกับพื้นหลังของการกระจายอุณหภูมิที่สม่ำเสมอจะมี "ขั้ว" สองขั้วปรากฏขึ้น - อบอุ่นในทิศทางของการเคลื่อนไหวและเย็นในทิศทางตรงกันข้าม ดังนั้นความเบี่ยงเบนจากความสม่ำเสมอจึงเรียกว่า "ไดโพล" ส่วนประกอบไดโพลในการกระจายของรังสีที่ระลึกถูกค้นพบในระหว่างการสังเกตการณ์ภาคพื้นดิน: ในทิศทางของกลุ่มดาวราศีสิงห์ อุณหภูมิของการแผ่รังสีนี้จะสูงกว่าค่าเฉลี่ย 3.5 mK และในทิศทางตรงกันข้าม (กลุ่มดาวของ ราศีกุมภ์) โดยต่ำกว่าค่าเฉลี่ยเท่ากัน ดังนั้นเราจึงเคลื่อนที่โดยสัมพันธ์กับการแผ่รังสีพื้นหลังด้วยความเร็วประมาณ 400 กม. / วินาที ความแม่นยำในการวัดนั้นสูงมากจนพบความแปรผันประจำปีในส่วนประกอบไดโพลซึ่งเกิดจากการปฏิวัติของโลกรอบดวงอาทิตย์ด้วยความเร็ว 30 กม./วินาที

วัดด้วย ดาวเทียมประดิษฐ์โลกได้ปรับปรุงข้อมูลเหล่านี้อย่างมีนัยสำคัญ จากข้อมูลของ COBE หลังจากคำนึงถึงการเคลื่อนที่ในวงโคจรของโลกแล้ว ปรากฎว่าระบบสุริยะเคลื่อนที่ในลักษณะที่แอมพลิจูดขององค์ประกอบไดโพลของอุณหภูมิ CMB คือ DT = 3.35 mK; ซึ่งสอดคล้องกับความเร็วของการเคลื่อนที่ V = 366 km/s ดวงอาทิตย์เคลื่อนที่สัมพันธ์กับการแผ่รังสีในทิศทางของเส้นขอบของกลุ่มดาวสิงห์และถ้วยแก้วจนถึงจุดที่ พิกัดเส้นศูนย์สูตร a = 11 ชม. 12 ม. และ d = –7.1° (ยุค J2000); ซึ่งสอดคล้องกับพิกัดกาแลคซี l = 264.26° และ b = 48.22° การอธิบายการเคลื่อนที่ของดวงอาทิตย์ในดาราจักรแสดงให้เห็นว่า เมื่อเทียบกับดาราจักรทั้งหมดในกลุ่มท้องถิ่น ดวงอาทิตย์เคลื่อนที่ด้วยความเร็ว 316 ± 5 กม./วินาที ในทิศทาง ล 0 = 93 ± 2° และ ข 0 = –4 ± 2° . ดังนั้นการเคลื่อนที่ของ Local Group เองเมื่อเทียบกับพื้นหลังของคลื่นไมโครเวฟในจักรวาลจึงเกิดขึ้นที่ความเร็ว 635 กม./วินาที ในทิศทางประมาณ ล= 269° และ ข= +29°. ซึ่งทำมุมประมาณ 45° เทียบกับทิศทางไปยังศูนย์กลางกระจุกดาราจักรในราศีกันย์ (Virgo)

การศึกษาการเคลื่อนที่ของกาแลคซีในระดับที่ใหญ่ขึ้นแสดงให้เห็นว่าการรวมตัวกันของกระจุกดาราจักรใกล้เคียง (119 กระจุกจากแค็ตตาล็อก Abel ภายใน 200 Mpc จากเรา) เคลื่อนที่โดยรวมโดยสัมพันธ์กับ CMB ด้วยความเร็วประมาณ 700 กม./วินาที ดังนั้นพื้นที่ใกล้เคียงของจักรวาลของเราจึงลอยอยู่ในทะเลของการแผ่รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาลด้วยความเร็วที่สังเกตได้ นักฟิสิกส์ดาราศาสตร์ได้ให้ความสนใจซ้ำแล้วซ้ำเล่าถึงข้อเท็จจริงที่ว่าข้อเท็จจริงของการมีอยู่ของรังสีที่เกี่ยวข้องและกรอบอ้างอิงที่เลือกที่เกี่ยวข้องกับมันได้กำหนดบทบาทของ "อีเธอร์ใหม่" ให้กับการแผ่รังสีนี้ แต่ไม่มีอะไรลึกลับในเรื่องนี้: ทุกอย่าง การวัดทางกายภาพในระบบอ้างอิงนี้เทียบเท่ากับการวัดในระบบอื่นๆ ระบบเฉื่อยอ้างอิง. (การอภิปรายปัญหาของ "อีเธอร์ใหม่" ที่เกี่ยวข้องกับหลักการของ Mach สามารถพบได้ในหนังสือ: Zel'dovich Ya.B. , Novikov I.D. โครงสร้างและวิวัฒนาการของเอกภพม., 2518).

Anisotropy ของรังสีที่ระลึก

อุณหภูมิของ CMB เป็นเพียงหนึ่งในพารามิเตอร์ที่อธิบายเอกภพในยุคแรกเริ่ม ในคุณสมบัติของรังสีนี้ ร่องรอยอื่น ๆ ที่ชัดเจนมาก ยุคแรกวิวัฒนาการของโลกของเรา นักดาราศาสตร์ฟิสิกส์ค้นพบร่องรอยเหล่านี้โดยการวิเคราะห์สเปกตรัมและความไม่สม่ำเสมอเชิงพื้นที่ (anisotropy) ของ CMB

ตามทฤษฎีของจักรวาลร้อน หลังจากประมาณ 300,000 ปีหลังจากเริ่มขยายตัว อุณหภูมิของสสารและการแผ่รังสีที่เกี่ยวข้องกับสสารจะลดลงเหลือ 4,000 เค ที่อุณหภูมินี้ โฟตอนไม่สามารถทำให้อะตอมของไฮโดรเจนและฮีเลียมแตกตัวเป็นไอออนได้อีกต่อไป ดังนั้นในยุคนั้นที่สอดคล้องกับ redshift z = 1400 การรวมตัวกันของพลาสม่าร้อนจึงเกิดขึ้นซึ่งเป็นผลมาจากการที่พลาสมากลายเป็นก๊าซที่เป็นกลาง แน่นอนว่าในตอนนั้นไม่มีกาแลคซีและดวงดาว พวกเขาเกิดขึ้นในภายหลัง

เมื่อกลายเป็นกลางแล้ว ก๊าซที่บรรจุในเอกภพกลายเป็นรังสีที่โปร่งใสในทางปฏิบัติ (แม้ว่าในยุคนั้นมันจะไม่ใช่คลื่นวิทยุ แต่เป็นแสงในช่วงอินฟราเรดที่มองเห็นและใกล้) ดังนั้นรังสีโบราณจึงมาถึงเราโดยแทบไม่ถูกจำกัดจากความลึกของอวกาศและเวลา แต่ถึงกระนั้นระหว่างทางก็ได้รับอิทธิพลบางอย่างและอย่างไร โบราณสถานมีร่องรอยของเหตุการณ์ทางประวัติศาสตร์

ตัวอย่างเช่น ในยุคของการรวมตัวกันใหม่ อะตอมจะปล่อยโฟตอนจำนวนมากที่มีพลังงาน 10 eV ซึ่งสูงกว่าหลายสิบเท่า พลังงานเฉลี่ยโฟตอนของการแผ่รังสีสมดุลในยุคนั้น (ที่ T = 4,000 K มีโฟตอนพลังดังกล่าวน้อยมาก ประมาณหนึ่งในพันล้านของโฟตอน จำนวนทั้งหมด). ดังนั้น รังสีที่รวมตัวกันใหม่จะต้องบิดเบือนสเปกตรัมของพลังค์ของรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาลอย่างมากในช่วงความยาวคลื่นประมาณ 250 ไมโครเมตร จริงอยู่ การคำนวณแสดงให้เห็นว่าปฏิสัมพันธ์ที่รุนแรงของรังสีกับสสารจะนำไปสู่ความจริงที่ว่าพลังงานที่ปล่อยออกมาส่วนใหญ่จะ "กระจาย" ไปทั่วบริเวณกว้างของสเปกตรัมและจะไม่บิดเบือนมากนัก แต่การวัดที่แม่นยำในอนาคตจะสามารถสังเกตเห็นได้ การบิดเบือนนี้ด้วย

และต่อมาในยุคของการก่อตัวของกาแลคซีและดาวฤกษ์รุ่นแรก (ที่ z ~ 10) เมื่อมวลมหาศาลของสสารที่เย็นลงแล้วเกือบได้รับความร้อนอีกครั้ง สเปกตรัม CMB สามารถเปลี่ยนแปลงได้อีกครั้งเพราะ กระเจิงบน อิเล็กตรอนร้อน โฟตอนพลังงานต่ำจะเพิ่มพลังงาน (เรียกว่า "ผลคอมป์ตันผกผัน") ผลกระทบทั้งสองอย่างที่อธิบายไว้ข้างต้นบิดเบือนสเปกตรัมของรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาลในย่านความยาวคลื่นสั้น ซึ่งจนถึงขณะนี้มีการศึกษาน้อยที่สุด

แม้ว่าในยุคของเรา ส่วนใหญ่สสารธรรมดาอัดแน่นอยู่ในดาวฤกษ์ และสสารในกาแล็กซี อย่างไรก็ตาม แม้จะอยู่ใกล้เรา รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของคอสมิกสามารถสัมผัสกับการบิดเบี้ยวของสเปกตรัมที่สังเกตได้หากรังสีผ่านกระจุกกาแล็กซีขนาดใหญ่ระหว่างทางมายังโลก โดยทั่วไปแล้ว กระจุกดังกล่าวจะเต็มไปด้วยก๊าซในอวกาศที่หายากแต่ร้อนมาก ซึ่งมีอุณหภูมิประมาณ 100 ล้านเค โฟตอนพลังงานต่ำจะโปรยอิเล็กตรอนเร็วของก๊าซนี้ (ยังคงเป็นผลคอมป์ตันผกผันเหมือนเดิม) และส่งผ่านจาก ความถี่ต่ำ ภูมิภาค Rayleigh-Jean ของสเปกตรัมเข้าสู่ภูมิภาคความผิดที่มีความถี่สูง ผลกระทบนี้ทำนายโดย R.A. Sunyaev และ Ya.B. Zeldovich และค้นพบโดยนักดาราศาสตร์วิทยุในทิศทางของกระจุกกาแลคซีจำนวนมากในรูปแบบของการลดลงของอุณหภูมิการแผ่รังสีในบริเวณสเปกตรัมเรย์ลีห์-ยีนส์ 1-3 mK . เอฟเฟกต์ Sunyaev-Zel'dovich เป็นครั้งแรกที่ถูกค้นพบท่ามกลางเอฟเฟกต์ที่สร้างแอนไอโซโทรปีของรังสีที่ระลึก การเปรียบเทียบขนาดของมันกับความส่องสว่างของรังสีเอกซ์ของกระจุกดาราจักรทำให้สามารถกำหนดค่าคงที่ของฮับเบิลได้อย่างอิสระ (H = 60 ± 12 km/s/Mpc)

ย้อนกลับไปสู่ยุคแห่งการรวมตัวกันอีกครั้ง เมื่ออายุน้อยกว่า 300,000 ปี เอกภพเป็นพลาสมาเกือบเป็นเนื้อเดียวกัน สั่นไหวจากเสียงหรือมากกว่านั้นคือคลื่นอินฟราโซนิก การคำนวณของนักจักรวาลวิทยากล่าวว่าคลื่นของการบีบตัวและการขยายตัวของสสารเหล่านี้ยังทำให้เกิดความผันผวนของความหนาแน่นของรังสีในพลาสมาทึบแสง ดังนั้นตอนนี้จึงควรตรวจพบว่าเป็น "ระลอกคลื่น" ที่สังเกตเห็นได้เล็กน้อยในการแผ่รังสีพื้นหลังไมโครเวฟคอสมิกที่เกือบจะสม่ำเสมอ ดังนั้นวันนี้ควรมาถึงโลกจากทิศทางที่ต่างกันโดยมีความเข้มต่างกันเล็กน้อย ในกรณีนี้ เราไม่ได้พูดถึงไดโพลแอนไอโซโทรปีเล็กน้อยที่เกิดจากการเคลื่อนไหวของผู้สังเกต แต่เกี่ยวกับความแปรผันของความเข้มที่มีอยู่ในรังสีเอง แอมพลิจูดควรมีขนาดเล็กมาก: ประมาณหนึ่งในแสนของอุณหภูมิการแผ่รังสี นั่นคือ ประมาณ 0.00003 เค วัดได้ยากมาก ความพยายามครั้งแรกในการกำหนดขนาดของความผันผวนเล็กน้อยเหล่านี้ขึ้นอยู่กับทิศทางในท้องฟ้าเกิดขึ้นทันทีหลังจากการค้นพบรังสีที่ระลึกในปี 2508 ต่อมาพวกเขาไม่ได้หยุด แต่การค้นพบเกิดขึ้นในปี 2535 ด้วยความช่วยเหลือของ อุปกรณ์ที่ถ่ายนอกโลก ในประเทศของเราการวัดดังกล่าวดำเนินการในการทดลอง Relikt แต่ความผันผวนเล็กน้อยเหล่านี้ได้รับการบันทึกอย่างมั่นใจมากขึ้นจากดาวเทียม COBE ของอเมริกา (รูปที่ 1)

เมื่อเร็ว ๆ นี้ มีการทดลองมากมายและวางแผนที่จะวัดแอมพลิจูดของความผันผวนของรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาลในมาตราส่วนเชิงมุมต่างๆ ตั้งแต่องศาไปจนถึงวินาทีของส่วนโค้ง หลากหลาย ปรากฏการณ์ทางกายภาพซึ่งเกิดขึ้นในช่วงเวลาแรกของชีวิตของเอกภพ ควรจะทิ้งลักษณะเฉพาะของมันไว้ในรังสีที่มาถึงเรา ทฤษฎีทำนายความสัมพันธ์บางอย่างระหว่างขนาดของจุดที่เย็นและร้อนในความเข้ม CMB และความสว่างสัมพัทธ์ การพึ่งพาอาศัยกันนั้นแปลกประหลาดมาก: มันมีข้อมูลเกี่ยวกับกระบวนการกำเนิดของจักรวาลเกี่ยวกับสิ่งที่เกิดขึ้นทันทีหลังจากเกิดรวมถึงพารามิเตอร์ของจักรวาลในปัจจุบัน

ความละเอียดเชิงมุมของการสังเกตครั้งแรก - ในการทดลอง Relict-2 และ COBE - นั้นแย่มาก ประมาณ 7° ดังนั้นข้อมูลเกี่ยวกับความผันผวนของ CMB จึงไม่สมบูรณ์ ในปีต่อ ๆ มา การสังเกตแบบเดียวกันนี้ดำเนินการโดยใช้กล้องโทรทรรศน์วิทยุภาคพื้นดิน (ในประเทศของเรา เครื่องมือ RATAN-600 ที่มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 600 ม. ที่ไม่ได้เติมไว้ใช้เพื่อจุดประสงค์นี้) และกล้องโทรทรรศน์วิทยุที่ปีนขึ้นไป ลูกโป่งสู่ชั้นบนสุดของชั้นบรรยากาศ

ขั้นตอนพื้นฐานในการศึกษาแอนไอโซโทรปีของรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาลคือการทดลองบูมเมอแรง (BOOMERANG) ซึ่งดำเนินการโดยนักวิทยาศาสตร์จากสหรัฐอเมริกา แคนาดา อิตาลี อังกฤษ และฝรั่งเศส โดยใช้บอลลูนไร้คนขับของ NASA (สหรัฐอเมริกา) ที่มีปริมาตร 1 ล้านลูก ลูกบาศก์เมตรซึ่งตั้งแต่วันที่ 29 ธันวาคม 2541 ถึง 9 มกราคม 2542 ทำวงกลมที่ระดับความสูง 37 กม. รอบขั้วโลกใต้และบินไปประมาณ 10,000 กม. ปล่อยเรือกอนโดลาพร้อมเครื่องมือบนร่มชูชีพ 50 กม. จากจุดปล่อย การสังเกตการณ์ดำเนินการด้วยกล้องโทรทรรศน์ขนาดย่อยมิลลิเมตรที่มีกระจกหลักเส้นผ่านศูนย์กลาง 1.2 ม. ที่จุดโฟกัสคือระบบโบโลมิเตอร์ที่เย็นลงถึง 0.28 K ซึ่งวัดพื้นหลังในช่องความถี่สี่ช่อง (90, 150, 240 และ 400 GHz) ที่มีความละเอียดเชิงมุม 0.2–0 .3 องศา ในระหว่างการบิน การสังเกตการณ์ครอบคลุมประมาณ 3% ทรงกลมท้องฟ้า.

ความไม่สม่ำเสมอของอุณหภูมิของรังสีที่ระลึกที่มีแอมพลิจูด 0.0001 K ที่ลงทะเบียนในการทดลองบูมเมอแรงยืนยันความถูกต้องของแบบจำลอง "อะคูสติก" และแสดงให้เห็นว่าเรขาคณิตอวกาศ-เวลาสี่มิติของเอกภพนั้นแบนราบ ข้อมูลที่ได้รับยังทำให้สามารถตัดสินองค์ประกอบของเอกภพได้: ได้รับการยืนยันว่าสสารแบริออนธรรมดาซึ่งประกอบไปด้วยดาวฤกษ์ ดาวเคราะห์ และก๊าซระหว่างดาว มีสัดส่วนเพียง 4% ของมวลทั้งหมด และส่วนที่เหลืออีก 96% บรรจุอยู่ในสสารที่ยังไม่ทราบรูปแบบ

การทดลองบูมเมอแรงเสริมอย่างสมบูรณ์ด้วยการทดลอง MAXIMA (Millimeter Anisotropy eXperiment IMaging Array) ที่คล้ายคลึงกัน ซึ่งส่วนใหญ่ดำเนินการโดยนักวิทยาศาสตร์ในสหรัฐอเมริกาและอิตาลี อุปกรณ์ของพวกเขาซึ่งบินเข้าสู่ชั้นบรรยากาศสตราโตสเฟียร์ในเดือนสิงหาคม 2541 และมิถุนายน 2542 สำรวจทรงกลมท้องฟ้าน้อยกว่า 1% แต่มีความละเอียดเชิงมุมสูงประมาณ 5 นิ้ว บอลลูนทำการบินในเวลากลางคืนเหนือทวีปอเมริกา กระจกเงาหลัก ของกล้องโทรทรรศน์มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 1.3 ม. ส่วนรับของอุปกรณ์ประกอบด้วยตัวตรวจจับ 16 ตัวซึ่งครอบคลุม 3 ช่วงความถี่ กระจกรองถูกทำให้เย็นลงจนถึงอุณหภูมิเย็นจัด อุณหภูมิต่ำสามารถรักษาได้นานถึง 40 ชั่วโมง ซึ่งจำกัดระยะเวลาของเที่ยวบิน

การทดลอง MAXIMA เผยให้เห็น "ระลอกคลื่น" เล็กๆ ในการกระจายเชิงมุมของอุณหภูมิ CMB ข้อมูลได้รับการเสริมด้วยการสังเกตการณ์จากหอดูดาวภาคพื้นดินโดยใช้อินเตอร์เฟอโรมิเตอร์ DASI (Degree Angular Scale Interferometer) ที่ติดตั้งโดยนักดาราศาสตร์วิทยุที่มหาวิทยาลัยชิคาโก (สหรัฐอเมริกา) ที่ ขั้วโลกใต้. อินเตอร์เฟอโรมิเตอร์แบบไครโอเจนิก 13 องค์ประกอบนี้สังเกตในช่องความถี่สิบช่องในช่วง 26-36 GHz และเผยให้เห็นความผันผวนที่เล็กกว่าใน CMB และการพึ่งพาแอมพลิจูดกับขนาดเชิงมุมยืนยันทฤษฎีการสั่นของอะคูสติกที่สืบทอดมาจากเอกภพรุ่นเยาว์ได้เป็นอย่างดี .

นอกเหนือจากการวัดความเข้มของรังสีวัตถุโบราณจากพื้นผิวโลกแล้ว ยังมีการวางแผนการทดลองในอวกาศอีกด้วย ในปี 2550 มีแผนที่จะส่งกล้องโทรทรรศน์วิทยุพลังค์ (European Space Agency) ขึ้นสู่อวกาศ ความละเอียดเชิงมุมจะสูงขึ้นอย่างมากและมีความไวดีกว่าการทดลอง COBE ประมาณ 30 เท่า ดังนั้น นักดาราศาสตร์ฟิสิกส์จึงหวังว่าข้อเท็จจริงมากมายเกี่ยวกับจุดเริ่มต้นของการมีอยู่ของเอกภพของเราจะได้รับการชี้แจง (ดูรูปที่ 1)

วลาดิเมียร์ ซูร์ดิน

วรรณกรรม:

Zeldovich Ya.B. , Novikov I.D. โครงสร้างและวิวัฒนาการของเอกภพ. ม., 2518
จักรวาลวิทยา: ทฤษฎีและการสังเกต. ม., 2521
ไวน์เบิร์ก เอส. สามนาทีแรก มุมมองที่ทันสมัยของการกำเนิดของจักรวาล. ม., 2524
ซิลค์เจ บิ๊กแบง. กำเนิดและวิวัฒนาการของเอกภพ. ม., 2525
Sunyaev R.A. รังสีไมโครเวฟพื้นหลัง. - ในหนังสือ: Space Physics: Little Encyclopedia. ม., 2529
Dolgov A.D., Zeldovich Ya.B., Sazhin M.V. จักรวาลวิทยาของเอกภพในยุคแรกเริ่ม. ม., 2531
โนวิคอฟ ไอดี วิวัฒนาการของจักรวาล. ม., 2533