Az ősrobbanás kozmikus mikrohullámú háttérsugárzásának utófénye. Kozmikus háttérsugárzás
MIKROHULLÁMÚ HÁTTÉRSUGÁRZÁS
(reliktum sugárzás) - kozmikus. -ra jellemző spektrummal rendelkező sugárzás teljesen fekete test hőmérsékleten kb. 3 K; centiméteres, milliméteres és szubmilliméteres rádióhullámok tartományában határozza meg az Univerzum háttérsugárzásának intenzitását. A legmagasabb fokú izotrópia jellemzi (az intenzitás minden irányban közel azonos). Felfedezése M.f. És. [A. Penzias (A. Penzias), P. Wilson (R. Wilson), 1965] megerősítette az ún. forró univerzum elmélet, adta a legfontosabb kísérletet. bizonyítékok az Univerzum tágulásának izotrópiája és nagy léptékű homogenitása mellett (lásd. Kozmológia).
A forró Univerzum elmélete szerint a táguló Univerzum anyagának a múltban sokkal nagyobb sűrűsége és rendkívül magas hőmérséklete volt, mint most. Nál nél T> 10 8 K hőmérsékleten a protonokból, hélium ionokból és elektronokból álló, folyamatosan fotonokat kibocsátó, szóró és elnyelő primer plazma teljes termodinamikai állapotban volt. egyensúly a sugárzással. Az Univerzum ezt követő tágulása során a plazma és a sugárzás hőmérséklete csökkent. A részecskék fotonokkal való kölcsönhatásának már nem volt ideje jelentősen befolyásolni az emissziós spektrumot a jellemző tágulási idő alatt ( optikai vastagság Univerzum által bremsstrahlung ekkorra már jóval kevesebb lett egynél). Azonban még a sugárzás és az anyag kölcsönhatása teljes hiányában is az Univerzum tágulásakor a sugárzás feketetest-spektruma feketetest marad, csak a tempója csökken. Míg a hőmérséklet-pa meghaladta a 4000 K-t, az elsődleges anyag teljesen ionizált volt, a fotonok tartománya az egyik szórási eseménytől a másikig sokkal kisebb volt. eseményhorizont az Univerzumban. Nál nél T< 4000 К произошла рекомбинация протонов и электронов, плазма превратилась в смесь нейтральных атомов водорода и гелия. Вселенная стала полностью прозрачной для излучения. В ходе её дальнейшего расширения темп-pa излучения продолжала падать, но чернотельный характер излучения сохранился как реликт или "память" о раннем периоде эволюции мира. Это излучение было обнаружено сначала на волне 7,35 см, а затем и на др. волнах (от 0,6 мм до 50 см).
Temp-pa M. f. És. 10%-os pontossággal 2,7 K-nak bizonyult. Cp. ennek a sugárzásnak a fotonjainak energiája rendkívül alacsony - 3000-szer kisebb, mint a látható fény fotonjainak energiája, de a fotonok száma M. f. És. nagyon nagy. Az Univerzumban minden atomhoz ~ 10 9 M.f. És. (átlagosan 400-500 foton/cm 3).
Az M.f. hőmérsékletének közvetlen meghatározására szolgáló módszerrel együtt. i.- a sugárzási spektrum energiaeloszlási görbéje szerint ( lásd Planck sugárzási törvényét) - van közvetett módszer is - az alábbi sokaság szerint. a molekulák energiaszintje a csillagközi közegben. Amikor egy fotont elnyel a M.f. És. a molekula elmozdul az alapról. állapot izgatott állapotba. Minél nagyobb a sugárzási sebesség, annál nagyobb a molekulák gerjesztéséhez elegendő energiájú fotonok sűrűsége, és annál nagyobb arányban vannak gerjesztett szinten. A gerjesztett molekulák számából (szintek populációjából) meg lehet ítélni a gerjesztő sugárzás hőmérsékletét. Így optikai megfigyelések. a csillagközi cián (CN) abszorpciós vonalai azt mutatják, hogy az alacsonyabb. az energiaszintek úgy vannak benépesítve, mintha a CN-molekulák három fokos feketetest-sugárzási mezőben lennének. Ezt a tényt 1941-ben állapították meg (de nem teljesen érthető), jóval M. f. felfedezése előtt. És. közvetlen megfigyelések.
Sem csillagok és rádiógalaxisok, sem forró intergalaktikus tér. gáz, sem a látható fény csillagközi por általi újrakibocsátása nem képes az M. f. tulajdonságait megközelítő sugárzást produkálni. És.; ennek a sugárzásnak az összenergiája túl magas, spektruma pedig nem hasonlít sem a csillagok, sem a rádióforrások spektrumához (1. ábra). Ez, valamint az intenzitás-ingadozások szinte teljes hiánya az égi szférában (kis léptékű szögingadozások) a kozmológiai tényt bizonyítja. reliktum eredete M. f. És.
Rizs. 1. Az Univerzum mikrohullámú háttérsugárzásának spektruma [intenzitás erg/(cm 2 *s*sr*Hz)]. Kísérletezzünk. pontok vannak ábrázolva, jelezve a mérési hibákat. A CN, CH pontok megfelelnek a sugárzási hőmérséklet felső határának (nyíllal jelölt) meghatározásának eredményeinek a megfelelő csillagközi molekulák szintjének populációja alapján.
Az M. f. fluktuációi. És. Kisebb eltérések kimutatása az M. f intenzitásában. i., az égi szféra különböző részeiről érkezett, lehetővé tenné, hogy számos következtetést vonjunk le az anyag elsődleges zavarainak természetéről, amelyek később galaxisok és galaxishalmazok kialakulásához vezettek. Modern A galaxisok és halmazaik az Univerzumban a hidrogén rekombinációja előtt létező anyagsűrűség jelentéktelen amplitúdó-inhomogenitásainak növekedése eredményeként jöttek létre (lásd 1. Elsődleges ingadozások az Univerzumban). Bármilyen kozmológiai modellben megtalálhatjuk az Univerzum tágulása során az inhomogenitások amplitúdójának növekedési törvényét. Ha tudja, hogy mekkora volt az anyag inhomogenitásának amplitúdója a rekombináció pillanatában, meg tudja állapítani, hogy mennyi idő alatt nőttek fel és váltak az egység rendjébe. Ezt követően az átlagosnál lényegesen nagyobb sűrűségű területeknek ki kellett volna emelkedniük az általános táguló háttérből, és galaxisokat és azok halmazait kellett volna létrehozni (lásd 1. Az Univerzum nagyléptékű szerkezete). Csak a reliktum sugárzás képes „megmondani” a kezdeti sűrűség-inhomogenitások amplitúdóját a rekombináció pillanatában. Mivel a rekombináció előtt a sugárzás szorosan összekapcsolódott az anyaggal (elektronok szórták a fotonokat), az anyag térbeli eloszlásának inhomogenitásai a sugárzási energiasűrűség inhomogenitásához, azaz a sugárzási hőmérséklet különbségéhez vezettek az Univerzum különböző sűrűségű régióiban. Amikor a rekombináció után az anyag abbahagyta a sugárzással való kölcsönhatást, és átlátszóvá vált a számára, M.f. És. meg kellett volna őriznie minden információt az Univerzumban a sűrűség-inhomogenitásokról a rekombinációs időszak alatt. Ha léteztek inhomogenitások, akkor a temp-pa M.f. És. ingadoznia kell, és függnie kell a megfigyelés irányától. A várható ingadozások kimutatására irányuló kísérletek azonban még nem hoztak mérhető értékeket. Lehetővé teszik, hogy csak a csúcsot, az ingadozási értékek határait mutassuk meg. Kis szögekben skálák (egy ívperctől hat ívfokig) ingadozása nem haladja meg a 10 -4 K értéket. M. f. ingadozások keresése. És. bonyolítja az is, hogy a diszkrét kozmikus elemek hozzájárulnak a háttér-ingadozásokhoz. rádióforrások, a Föld légkörének sugárzása ingadozik, stb. Kísérletek nagy y Ch. mérlegek azt is mutatták, hogy az M. f. És. gyakorlatilag független a megfigyelés irányától: az eltérések nem haladják meg a 4*10 -3 K értéket. A kapott adatok lehetővé tették az Univerzum tágulásának anizotrópiájának becsült 100-szoros csökkentését a közvetlen megfigyelések becsléséhez képest a „szóródó” galaxisok.
M. f. És. mint "új éter". M. f. És. izotróp csak a „szóródó” galaxisokhoz tartozó koordinátarendszerben, az ún. kísérő vonatkoztatási rendszer (ez a rendszer az Univerzummal együtt tágul). Minden más koordinátarendszerben a sugárzás intenzitása az iránytól függ. Ez a tény megnyitja a lehetőséget a Nap sebességének mérésére az M. f. koordinátarendszerhez viszonyítva. És. Valóban, amiatt Affektus Doppler a mozgó megfigyelő felé terjedő fotonok energiája nagyobb, mint az őt felzárkózóké, annak ellenére, hogy az M. f. i., energiáik egyenlőek. Ezért egy ilyen megfigyelő sugárzási sebessége az iránytól függ: ahol az átlagos sugárzási sebesség az égbolton, a megfigyelő sebessége, és a sebességvektor és a megfigyelési irány közötti szög.
Rizs. 2. A mikrohullámú háttérsugárzás fényességének megoszlása az égi szférán. A számok az átlagos mikrohullámú háttérhőmérséklettől való eltéréseket jellemzik a teljes gömbben mK-ban.
A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás anizotrópiája, amely a Naprendszer e sugárzási mezőhöz viszonyított mozgásához kapcsolódik, mára szilárdan megalapozott (2. ábra). az Oroszlán csillagkép irányába temp-pa M. f. És. 3,5 * 10 -3 K az átlag felett, és az ellenkező irányban (a Vízöntő csillagkép) ugyanennyivel az átlag alatt. Következésképpen a Nap (a Földdel együtt) a M. f. És. sebességgel kb. 400 km/s az Oroszlán csillagkép felé. A megfigyelések pontossága olyan nagy, hogy a kísérletezők a Föld Nap körüli sebességét 30 km/s-ban rögzítik. A Napnak a Galaxis középpontja körüli mozgási sebességének figyelembevétele lehetővé teszi a Galaxis mozgási sebességének meghatározását a M.f. És. Ez km/s. Elvileg létezik egy módszer, amely lehetővé teszi a gazdag galaxishalmazok CMB-hez viszonyított sebességének meghatározását (lásd 1. galaxishalmazok).
Spectrum M. f. És. ábrán. Az 1. ábra a meglévő kísérleteket mutatja. adatok M. f. És. és az energiaeloszlás Planck-görbéje egy abszolút fekete test egyensúlyi sugárzási spektrumában Kísérleti hőmérséklettel. pontok jól egyeznek az elméletivel görbe, amely erősen támogatja a forró Univerzum modelljét.
Megjegyezzük, hogy a centiméteres és deciméteres hullámok tartományában a M.f. És. lehetséges a Föld felszínéről. A milliméteres és különösen a szubmilliméteres tartományban a légköri sugárzás zavarja az M. f. i., ezért a méréseket ballonokra (hengerekre) és rakétákra szerelt szélessávú bolométerekkel végzik. Értékes adatok a M. f spektrumáról. És. a milliméteres tartományban a molekuláris abszorpciós vonalak megfigyeléséből származnak csillagközi közeg a forró csillagok spektrumában. Kiderült, hogy a fő hozzájárulás az energiasűrűséghez M. f. És. 6-0,6 mm hullámhosszú sugárzást hoz létre, amelynek hőmérséklete megközelíti a 3 K-t. Ebben a hullámhossz-tartományban az energiasűrűség M. f. i.eV/cm 3 .
Az egyik kísérlet az M. f. ingadozásainak meghatározására. i., dipólus komponensei és a kvadrupól sugárzás felső határai a "Prognoz-9" műholdon (USSR, 1983) történtek. Szög A berendezés felbontása kb. A rögzített hőkontraszt nem haladta meg a K-t.
Sok kozmológiai a galaxisok kialakulásának elméletei és elméletei, amelyek figyelembe veszik a folyamatokat megsemmisítés. anyag és antianyag, disszipáció fejlett légörvény, nagy léptékű potenciálmozgások, az elsődleges elpárologtatása fekete lyukak alacsony tömegű, az instabil elemi részecskék bomlása az előrejelzések szerint energiafelszabadulást jelent az Univerzum tágulásának korai szakaszában. Ugyanakkor minden energiafelszabadulás abban a szakaszban, amikor a hőmérséklet M.f. És. 3·10 8 K és 3 K között változott, észrevehetően torzította volna a feketetest spektrumát. T. o., spektrum M. f. És. információkat hordoz az Univerzum hőtörténetéről. Ráadásul ez az információ differenciáltnak bizonyul: az energia felszabadulása a tágulás mindhárom szakaszában
Specifikus okok spektrum torzítás. Az első szakaszban a spektrum leginkább a hosszú hullámú régióban torzul, a második és a harmadik szakaszban a rövidhullámú régióban. Maga a rekombinációs folyamat is hozzájárul a spektrum torzulásához a HF régióban. A rekombináció során kibocsátott fotonok energiája kb. 10 eV, ami több tízszerese az átlagnak. az adott korszak egyensúlyi sugárzásának fotonjainak energiája (K-n). Nagyon kevés ilyen energetikai foton létezik (a teljes számukból). Ezért rekombinációnincs sugárzás, a semleges atomok képződése során keletkező nagymértékben torzította volna a M. f spektrumát. És. a hullámokon
Az Univerzum anyaga újabb felmelegedést tapasztalhat a galaxisok kialakulása során. Spectrum M. f. Compton-effektus). Ebben az esetben különösen erős változások következnek be a spektrum HF tartományában. Az egyik görbe, amely az M. f spektrumának lehetséges torzulását mutatja. ábrán látható i. 1 (szaggatott görbe). Az M. f spektrumában elérhető változások. És. kimutatta, hogy az anyag másodlagos felmelegedése az Univerzumban sokkal később következett be, mint a rekombináció.
a foton sokszorosára növekszik, és a rádiófoton röntgenfotonná változik. sugárzás, az elektron energiája jelentéktelen mértékben változik. Mivel ez a folyamat sokszor megismétlődik, az elektron fokozatosan elveszíti minden energiáját. Műholdakról és röntgenrakétákról figyelték meg. úgy tűnik, hogy a háttérsugárzás részben ennek a folyamatnak köszönhető.
A protonokra és az ultranagy energiájú atommagokra is hatással vannak a M.f. i.: a velük való ütközéskor az atommagok felhasadnak, és a protonokkal való ütközés új részecskék (elektrop-pozitron párok, pionok stb.) születéséhez vezet. Ennek eredményeként a protonenergia gyorsan lecsökken arra a küszöbértékre, amely alatt az energia- és lendületmaradvány törvényei miatt a részecskék születése lehetetlenné válik. Ezekkel a folyamatokkal a praktikus hiánya a térben energiával rendelkező részecskék sugarai 
valamint kis számú nehéz mag.
Megvilágított.: Zeldovich Ya B., „Az Univerzum forró modellje”, UFN, 1966, 89. o. 647; Weinberg S., Az első három perc, ford. angolból, M., 1981. P. A. Sunyaev.
- - 1) az elektromágneses hullámok gerjesztésének folyamata a környezetben töltött részecskék rezgésével; 2) a sugárzást maguknak elektromágneses hullámoknak is nevezik, amikor egy adott közegben terjednek...
A modern természettudomány kezdetei
Ezt a cikket Vladimir Gorunovich írta ehhez az oldalhoz és a Wikiknowledge webhelyhez.
CMB sugárzás(forrás) vagy helyesebben kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás (eng. kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás) - nem az Univerzum csillagaiból származó kozmikus elektromágneses sugárzás, amelynek spektruma egy abszolút fekete testre jellemző, 2,725 K hőmérsékletű és nagy izotrópiával. A maximális sugárzás 160,4 GHz-es frekvencián történik, ami 1,9 mm-es hullámhossznak felel meg.
A kozmikus háttérsugárzás (reliktum) létezését elméletileg az Ősrobbanás hipotézis keretein belül jósolták meg. E hipotézis keretein belül azt feltételezzük, hogy a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás az Univerzum létezésének kezdeti szakaszaitól megmaradt és egyenletesen kitölti azt. A kozmológiai vöröseltolódás mellett a háttér kozmikus (reliktum) sugárzást egyes fizikusok az ősrobbanás hipotézisének egyik megerősítésének tekintik.
Jelenleg a fizika azt állítja, hogy a kozmikus (reliktum) háttérsugárzásnak az ősrobbanáson kívül más forrásai is vannak. Ezért ennek a sugárzásnak a történelmi neve helytelenül tükrözi a természetét, és félrevezető. Ezt bizonyítja az a tény is, hogy az „Ősrobbanás” létezését az Univerzum történetében ma már a fizika elutasítja, mint a természetnek és annak törvényeinek nem megfelelőt.
A kozmikus háttérsugárzás (reliktum) létezését 1965-ben kísérletileg igazolták.
- 1 Kozmikus háttérsugárzás és az Ősrobbanás hipotézise
- 2 Háttér kozmikus sugárzás és térelmélet
- 3 A kozmikus háttérsugárzás és a klasszikus elektrodinamika
- 4 A kozmikus háttérsugárzás és az energiamegmaradás törvénye
- 5 A kozmikus háttérsugárzás természetes forrásai
- 6 A kozmikus háttérsugárzás fő összetevőjének természetes kialakulásának mechanizmusa
- 7 CMB: Összefoglalás
1. A kozmikus háttérsugárzás és az Ősrobbanás hipotézise
Az ősrobbanás hipotézise szerint a korai Univerzum egy forró plazma volt, amely protonokból, neutronokból, elektronokból és fotonokból (azaz barionokból, a leptonok és fotonok egyikéből) állt. Azt állítják, hogy a Compton-effektusnak köszönhetően a fotonok folyamatosan kölcsönhatásba léptek más plazmarészecskékkel (protonokkal, neutronokkal és elektronokkal), rugalmas ütközéseket tapasztalva velük, és energiát cseréltek. Így a sugárzásnak termikus egyensúlyi állapotban kellett lennie az anyaggal, és spektrumának meg kell felelnie egy abszolút fekete test spektrumának.
Mint az Univerzum tágulása az Ősrobbanás hipotézisében, a kozmológiai vöröseltolódásnak (ahogyan feltételeztük) a plazma lehűlését kellett volna okoznia, és egy bizonyos szakaszban energetikailag előnyösebbé kellett volna válnia, hogy az elektronok protonokkal (hidrogénmagokkal) egyesüljenek, ill. alfa részecskék (hélium magok), és atomokat képeznek. Ezt a folyamatot rekombinációnak nevezik. Ez körülbelül 3000 K plazma-hőmérsékletnél és az Univerzum becsült kora 400 000 évnél fordulhat elő. Ettől a pillanattól kezdve a fotonokról azt feltételezik, hogy már nem szóródtak szét a mostani semleges atomok által, és szabadon mozoghattak a térben, gyakorlatilag anélkül, hogy kölcsönhatásba lépnének az anyaggal. Az adott pillanatnak megfelelő megfigyelt gömböt az ősrobbanás hipotézisében az utolsó szórás felületének nevezzük. Úgy gondolják, hogy ez a legtávolabbi objektum, amely az elektromágneses spektrumban megfigyelhető. Az Univerzum további várható tágulása következtében a sugárzási hőmérséklet csökkent, és mára 2,725 K. (Az adatok a Wikipédiáról vettek, és kissé módosítottak).
És most egy kis kritika a fizika szemszögéből.
A neutronok (a „barionok” szó mögött rejtve) instabil elemi részecskék, és idővel (kb. 1000 másodperc) minden neutron protonná, elektronná és elektron antineutrínóvá bomlik. Így ennek a „koktélnak” protonokból, elektronokból, fotonokból és elektron-antineutrínókból kell állnia. A neutron bomlása során az elektron antineutrínó, mint a legkisebb nyugalmi tömegű elemi részecske, elveszi a bomlási energia jelentős részét. Ezután az intergalaktikus térben egy másik antineutrínóval való ütközések eredményeként mindkét részecske gerjesztett állapotba kerül, majd alacsony energiájú fotonok kibocsátásával - háttér kozmikus sugárzással. Így a természeti törvények ismeretének hiánya az ősrobbanás hipotézisében nem mentesíti ezt a hipotézist a cselekvésük alól.
A protonokból és elektronokból pedig csak hidrogén keletkezik. Az eredmény egy hidrogén-univerzum, amelynek „reliktum” sugárzásában hidrogén spektrumvonalaknak kell jelen lenniük. Nincs miből hélium atomokat létrehozni, hacsak nem folyamodunk a csillagokhoz és azok termonukleáris reakcióihoz. De akkor az a 400 000 év, amelyet a hipotézis a csillagok héliumképződésére szánt, nyilvánvalóan nem lesz elegendő.
Senki sem bizonyította az Univerzum tágulását - ez csak egy feltételezés, amely a vöröseltolódás egyoldalú értelmezésén alapul a Doppler-effektus javára, figyelmen kívül hagyva az elemi részecskék kölcsönhatását. Szintén mese, ha azt állítjuk, hogy 400 000 év után a fotonok szabadon mozoghattak a térben, gyakorlatilag anélkül, hogy kölcsönhatásba léptek volna az anyaggal. Itt megfeledkeztek a neutronok bomlásából származó antineutrínókról és a foton-neutrínó kölcsönhatásokról, amelyeket a standard modell figyelmen kívül hagy. Maguk az antineutrínók kölcsönhatásairól is megfeledkeztek. És végül, a fizika nem talált bizonyítékot arra, hogy az Univerzum történetében ősrobbanás történt volna.
Most miért történt ez, pontosabban miért kaptunk az ősrobbanás elmélete helyett egy hibás hipotézist.
A fizikában rendkívül körültekintően kell eljárni a kidolgozandó elmélet alapjainak megválasztásakor. Miután a kidolgozandó elmélet alapjául a hibás standard modellt fektették le, a szerzők rossz utat választottak, és téves hipotézist hoztak létre. És nem az ő hibájuk, hogy elhitték a sztenderd modell híveinek édes hangú beszédeit - hanem az ő szerencsétlenségük. Először meg kellett kérdezni, hogy a standard modellben túl sok tetszőleges paraméter van-e, ami tökéletesen hasznos új kísérleti adatok illesztéséhez. És ha a természet törvényeinek manipulálására is odafigyelsz, akkor minden kiderül. De az Új fizika még nem létezett, és el kellett vennünk azt, amink volt – a standard modellt.
Így az alapozás megválasztásának hibája természetesen hibás eredményhez vezetett. A fizika számára mindez nyilvánvaló, de a kozmológia számára talán új. És ha igen, akkor a kozmológiának egy „természet” nevű szigorú tanítóval meg kell tanulnia tiszteletben tartani a természet törvényeit, ahogy annak idején a fizika esetében is történt. Igaz, meg kell jegyezni, hogy a fizika (részecskefizika) egy kis része, jobb felhasználásra érdemes szívóssággal, a természettel ellentétes módon próbálja irányítani az energiamegmaradás törvényét. És ami ebből a csínytevésből kisült, az most jól látható: mesés „elméletek”.
És így, a kozmikus háttérsugárzást, amelyet tévesen „reliktum sugárzásnak” neveznek, nem az ősrobbanás hozta létre, és más forrásoknak kell lennie a természetben .
2. Háttér kozmikus sugárzás és térelmélet
Az elemi részecskék térelmélete, mint a kozmikus háttérsugárzás egyik forrása, a csillagok által óriási mennyiségben kibocsátott neutrínók (antineutrínók) kölcsönhatásait javasolja. Mivel a neutrínók rendkívüli könnyűségük miatt (legfeljebb 0,052 eV) a termonukleáris fúzió energiájának jelentős részét elviszik, relativisztikus sebességgel mozognak, és könnyen elhagyják nemcsak a csillagrendszert, hanem a galaxist is. Az intergalaktikus térben más csillagokból származó neutrínókkal ütközve az elemi részecskék gerjesztett állapotba kerülnek. Ezután egy bizonyos idő elteltével a gerjesztett neutrínók alacsonyabb energiájú állapotokba mennek át, és alacsony energiájú fotonokat bocsátanak ki. Ebben az esetben a fotonok kibocsátása az intergalaktikus térben történik. Így létrejön a semmiből (az energiamegmaradás törvényének látszólagos megsértése) vagy a távoli múltból (ősrobbanás) származó elektromágneses sugárzás illúziója.
A kozmikus háttérsugárzás következő forrása a foton és a neutrínó kölcsönhatása. A fény, ultraibolya vagy infravörös tartomány fotonjai, amelyek egy neutrínóval ütköznek, energiájuk egy kicsi, de nem nulla részét adják neki. Ennek eredményeként egyrészt a neutrínó gerjesztett állapotba kerül az ezt követő kvantum mikrohullámú sugárzás kibocsátásával, másrészt az ütköző foton energiája csökken - i.e. vöröseltolódás jön létre. Következésképpen a vöröseltolódás kialakulásának mechanizmusa a kozmikus háttérsugárzás egyik forrása.
A kozmikus háttérsugárzás másik forrása az elemi részecskepárok megsemmisülése - ez egy „neutrínó-antineutrínó” pár megsemmisülése, ide is hozzáadhat egy „elektron-pozitron” párot.
És így, a kozmikus (reliktum) háttérsugárzásnak tartalmaznia kell a gerjesztett neutrínók elektromágneses sugárzását (antineutrínók) , alacsonyabb energiájú állapotokba való átmenetük során. Ma a fizika nem képes megmérni sem az elektron- és müonneutrínók nyugalmi tömegét, sem gerjesztett állapotuk energiáit. Ezért a fizika ma nem tudja egyértelműen megmondani, hogy a kozmikus (reliktum) háttérsugárzás főként neutrínó-ütközések eredménye-e, vagy vannak-e más jelentős összetevői.
3. A kozmikus háttérsugárzás és a klasszikus elektrodinamika
A klasszikus elektrodinamika azt állítja, hogy bármilyen elektromágneses sugárzás, beleértve a kozmikus háttérsugárzást is, csak akkor jöhet létre, ha az elektromágnesesség törvényei, valamint más természeti törvények betartják. Ezt a sugárzást csak elemi részecskék vagy vegyületeik (atomok, molekulák, ionok stb.) elektromágneses tere képes létrehozni. Ebben az esetben a létrejövő sugárzás mindig kölcsönhatásba lép más elemi részecskék elektromágneses mezőivel, függetlenül attól, hogy az Univerzum melyik szakaszában van. - Ha van Univerzum, akkor tehát léteznek az Univerzum törvényei, beleértve az elektromágnesesség törvényeit is, mint az Univerzum szerves részét.
A plazma hűtése termikus egyensúlyban csak akkor lehetséges, ha a kinetikus energiát például új részecske-antirészecske párok kialakítására fordítják. De akkor az anyaggal együtt létrejön az antianyag is, annak minden következményével és a jövőbeni egyetemes kataklizmákkal együtt. Az Univerzum tágulását pedig nem feltételezni, hanem bizonyítani kell.
Az Ősrobbanás-cikk bemutatta a klasszikus elektrodinamika és az ősrobbanás hipotézise közötti ellentmondásokat. Ennélfogva, a kozmikus (reliktum) háttérsugárzásnak az ősrobbanáson kívül más természetes forrásokkal kell rendelkeznie .
4. A kozmikus háttérsugárzás és az energiamegmaradás törvénye
Az energiamegmaradás törvénye szerint (amely továbbra is működik a természetben) nem keletkezhet elektromágneses sugárzás (amely magában foglalja a kozmikus háttérsugárzást is) olyan energiaformákból, amelyek a természetben nem léteznek egy feltételezett ősrobbanás eredményeként. vákuumban fellépő hipotetikus kvantumingadozások eredményeként. A kozmikus háttérsugárzásnak természetes forrásokkal kell rendelkeznie , például: (csillagok által kibocsátott) elemi részecskék kölcsönhatásai, reakciói és átalakulásai.
5. A kozmikus háttérsugárzás természetes forrásai
Mivel a fizika elutasítja az ősrobbanás lehetőségét, a kozmikus háttérsugárzás nem lehet kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás. Ezért a kozmikus háttérsugárzásnak természetes forrásokkal kell rendelkeznie.
A kozmikus háttérsugárzás lehetséges természetes forrásai közül a fizika a következő forrásokat kínálja:
- gerjesztett neutrínók (elektronok és müonok) sugárzása,
- elektronneutrínó-antineutrínó pár megsemmisülési reakciója,
- a müonneutrínó elektronokká bomlásának reakciói fotonok kibocsátásával (neutrínó oszcilláció),
- az egyes atomok vagy molekulák sugárzása,
- neutrínó gázmolekulák sugárzása (több elektronneutrínó kötött állapota).
Ebben az esetben a neutrínó gerjesztett állapotokká alakul át mind egy másik neutrínóval való ütközésből, mind a látható, ultraibolya, infravörös és egyéb tartományok fotonjainak a neutrínón keresztül történő áthaladásából, amelyeknél a fotonenergia meghaladja a neutrínó értékét. gerjesztési energia. Így a neutrínó gerjesztésének forrása a távoli galaxisokból érkező fény is, azaz. vöröseltolódás.
6. A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás fő komponensének kialakulásának természetes mechanizmusa (dolgozat folyamatban)
Napjainkban a fizika megteremtette a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás fő összetevőjének kialakulásának természetes mechanizmusát, és ezáltal az egyik fő természetes forrását.
Ennek megértéséhez nézzük meg a kozmikus háttérsugárzás térképét (valódi, a "reliktum sugárzás"-hoz igazítás nélkül), amely a cikk elején található (felül). Amint látjuk, egy piros vízszintes csík kettévágja, ami azt a tényt tükrözi, hogy a legnagyobb rögzített sugárzás a mi galaxisunkból származik. Következésképpen galaxisunkban olyan természetes folyamatok mennek végbe, amelyek kozmikus háttérsugárzást hoznak létre. Hasonló folyamatok mennek végbe más galaxisokban, valamint (gyengébb mértékben) az intergalaktikus térben.
Most tegyük fel magunknak a kérdést: minek eredményeként keletkezhet ez a sugárzás a csillagközi vagy intergalaktikus térben. Ehhez figyeljünk a fizika által kevéssé tanulmányozott „megfoghatatlan” elemi részecskére és molekuláris vegyületeire.
Az elemi részecskék térelmélete szerint egy elektronneutrínónak kölcsönhatásba kell lépnie más elektronneutrínókkal az elektromágneses mezőivel. Az ábrán egy példát mutatunk be az antiparallel spinekkel egy síkban fekvő elektronneutrínópár potenciális kölcsönhatási energiájára.
Az ábra egy 1,54×10 -3 ev mélységű potenciálkút jelenlétét mutatja minimum 8,5×10 -5 cm távolságban 0,72×10 - 3 ev nagyságrendű energiával (pontosabb érték kvantummechanikával határozható meg).
Ez a kötött állapot egy hidrogénmolekulához fog hasonlítani azzal a különbséggel, hogy ebben a „molekulában” (ν e2) a neutrínók kölcsönhatásba lépnek elektromágneses mezőikkel. A rendkívül alacsony kötési energia eredményeként a ν e2 molekula stabil lesz az abszolút hideghez közeli körülmények között, és nem ütközik más elektronneutrínókkal és így tovább.
Az elektronneutrínók összetettebb kötött állapotokat is alkothatnak, nagyobb kötési energiával, például ν e4 (és mások). Ennek eredményeként az Univerzumban léteznie kell egy neutrínó formájú anyagnak neutrínógáz formájában, amely főleg ν e2, sokkal ritkábban ν e4 molekulákból áll.
És ez a neutrínógáz kölcsönhatásba lép mind a fénnyel (vöröseltolódást hozva létre), mind az elektronneutrínókkal, amelyeket a csillagok hatalmas mennyiségben bocsátanak ki. Ennek a kölcsönhatásnak az eredményeként az elektronneutrínók molekuláris vegyületei részekre bomlanak. És a fordított folyamat során - egy pár elektronneutrínó molekuláris vegyületté való fúziója során energia szabadul fel mikrohullámú elektromágneses sugárzás formájában, amelynek hullámhossza megfelel a háttér kozmikus mikrohullámú sugárzás fő összetevőjének (996). Ezenkívül, amikor egy ν e2 molekulapár egyesül egy ν e4 molekulává még több energia szabadul fel, ami az ábra 34-es spektrumtartományának felel meg.
Így a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás (tévesen "reliktum sugárzásnak" nevezik) elvesztette isteni eredetét, és természetes forrásokra tett szert..
7. CMB: Összegzés
A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzásnak, amelyet történelmileg (tévesen) reliktumsugárzásnak neveznek, természetes forrásokkal kell rendelkeznie . Az egyik ilyen forrás a neutrínó kölcsönhatás.
Általánosságban elmondható, hogy részletesen tanulmányozni kell a háttér kozmikus sugárzás teljes spektrumát (a teljes frekvenciatartományban, nem korlátozva a mikrohullámú frekvenciákra), és meg kell határozni összetevőit, valamint lehetséges forrásaikat, és nem új bibliai meséket kell írni, most az Univerzum létrejöttéről. Csodálatos helye van a gyerekirodalomban mindenféle „tudományos” tündérmesének, kivéve persze, ha az utóbbi nem akarja őket úgy rúgni, mint a közelmúltban, és a fizika továbbra is ezt fogja tenni.
Vlagyimir Gorunovics
A rádiócsillagászat története úgy alakult, ahogy az olvasó már valószínűleg észrevette, hogy a legfontosabb felfedezések ezen a tudományterületen véletlenül születtek. A rádiócsillagászat legelejét az fektette le, hogy Jansky véletlenül felfedezte az űrből a Földre érkező diszkrét sugárforrásokat. A kutatás során
A villódzó rádióhullámok jelenségét, mint véletlen, mellékes, de sokkal fontosabb eredményt, a pulzárokat fedezték fel.
Napjaink másik jelentős felfedezését teljesen váratlanul tették azok, akik felfedezték az új jelenséget. 1965-ben Penzias és Wilson, két rádiószakértő a Bell megbízásából megvizsgálta az egyik nagyon érzékeny rádióvételi eszközt, és javította azt, hogy kiküszöbölje az összes lehetséges interferencia hatását. Amikor hosszas munka után arra a következtetésre jutottak, hogy ebben az irányban mindent megtettek, és a földi rádiósugárzási források hatását teljesen meg kell semmisíteni, kiderült, hogy az ég felé irányított vevőkészülék továbbra is fogad bár nagyon gyenge, de magabiztosan regisztrált rádiósugárzás. Különlegessége az volt, hogy a sugárzás intenzitása szinte szigorú állandóságot mutatott minden irányban, kivéve természetesen azokat, amelyekben a rádiókibocsátás diszkrét kozmikus Nyergesei találhatók.
A felfedezés jelentősége akkor vált világossá, amikor a további kutatások kimutatták, hogy a beérkező sugárzás hullámhosszonkénti eloszlása megfelel egy „fekete test” sugárzásának. Ez olyan, mint egy rendkívül alacsony hőmérsékletű test: 3 kelvin (ZK) a bécsi törvénynek megfelelően (λ m · T = 0,2897) a maximális sugárzási energia ezen a hőmérsékleten körülbelül 1 mm hullámhosszon jelentkezik.
Az észlelt rádiósugárzás intenzitásának az iránytól (izotrópiájától) való szinte teljes függetlenségéből az következik, hogy az Univerzumot áthatja ez a sugárzás, ez kitölti a csillagok és galaxisok közötti teret. Az energia spektrumbeli eloszlása a törvény szerint egy 3 K hőmérsékletű abszolút fekete testre azt mutatja, hogy ez a sugárzás nem csillagok, ködök és galaxisok átalakult sugárzása, hanem egy független anyag, amely kitölti az Univerzum terét. . Ezért ezt háttérsugárzásnak nevezik.
Univerzum, amelyet nem torzítanak el a közeli források (a Föld légköre, a galaxis sugárzása stb.). Ez a F. k. a galaxisok közötti térben elhelyezett, széles látómezővel rendelkező műszerekkel kellene érzékelni. Sajnos egy ilyen kísérlet lehetetlen. A csillagászok földi és atmoszférán kívüli műszerekkel tanulmányozzák a fizikát és a sugárzást. Ebben a tekintetben a háttérkomponens elválasztása a helyi és galaktikus diffúz (szórt) sugárzástól. a természet nehéz feladat.
Gyakran háttérnek nevezik. minden olyan interferencia, amely megnehezíti a jel elkülönítését egy diszkrét objektumtól: saját. készülékzajok, röntgenjelentések. a tér jelenléte okozta számlálók. sugarak, a készülék látómezejébe eső diffúz sugárzás (főleg kis szögméretű források megfigyelésekor lehet ez f.c.i.) stb. Érdemes hangsúlyozni az f.c.i. közötti különbséget. az ilyen értelemben vett háttér fogalmából.
Tanulmánya F. k és. önmagát képviseli. érdeklődését, mert információt hordoz a teljes Univerzumot betöltő sugárzásról, vagyis az Univerzum egészéről. Ezen kívül F. k és. nagyszámú, egymástól megkülönböztethetetlen különálló forrásból és fotonikus sugárzás méréséből származó sugárzást tartalmazhat. néhány becslést ad tulajdonságaikról.
Történelmileg a fotonikával kapcsolatos első probléma az éjszakai égbolt fényességének problémája volt a látható tartományban. Ezzel kapcsolatban fogalmazódott meg a legegyszerűbb kozmológia. néven vonult be a tudománytörténetbe. "Olbers-paradoxon" ill fotometriai paradoxon: végtelenül homogén álló Univerzumban bármely látószögben látnunk kell a csillag felszínét, vagyis az egész égboltnak a napkorong fényesével összemérhető fényességűnek kell lennie. Nyilvánvaló, hogy az Univerzumnak ez a modellje ütközik mindennapi tapasztalatainkkal, az éjszakai égbolt fényessége a látható tartományban nagyon alacsony. Olbers paradoxona a modern időkben megoldódott. Az Univerzum evolúciós modelljei. A galaxisok kb. 10 milliárd évvel ezelőtt az Univerzum csillagainak száma olyan kicsi volt, hogy kozmológiailag. horizont ( ct~10 28 cm) a csillagokkal borított égbolt aránya elhanyagolhatóan kicsi. Ezenkívül a vöröseltolódás miatt nagy távolságra lévő csillagok kibocsátása az infravörös tartományba tolódik el, és nem járul hozzá az égbolt megfigyelt fényességéhez a látható tartományban.
Az éjszakai égbolt fényességének pontos ismerete (vagy inkább optikai f.c.i., amelynek intenzitása legalább százszor kisebb, mint az éjszakai égbolt fényessége, amelyhez a fő hozzájárulás a légköri ragyogás, az állatövi fény és a fénycsillagok a galaxisról) szigorú korlátozásokat ír elő a galaxisok evolúciójának egyes modelljeire, fejlődésük fényes fázisának időtartamára a „fiatal galaxis” szakaszában stb.
A csillagászokat nem csak az égbolt fényessége érdekli egy bizonyos elektromágneses hullámhossz-tartományban. spektrum, hanem szög is. a háttérsugárzás intenzitásának ingadozása. Egy izotróp módon táguló Univerzumban a háttérsugárzásnak izotrópnak kell lennie: intenzitása nem függhet az iránytól. A valódi háttér izotrópiája megkönnyíti annak elkülönítését a helyi diffúz sugárzásforrásoktól. Ugyanakkor, ha alap A háttérforrás diszkrét forrásokból származó sugárzás, akkor nagyon kis szögben. méretek, amikor a készülék látómezeje a közepébe esik. Az egyik forrás sorrendjében a háttér intenzitása nagymértékben ingadozhat, amikor az égbolton az egyik megfigyelési területről a másikra haladunk. Ezekből az ingadozásokból meg lehet ítélni a tereket. a források eloszlása, valamint azok eloszlása az áramlás mentén.
Az F. k természetének elemzése és. ábra azt mutatja, hogy a legtöbb spektrális tartományban intenzitását sok szám határozza meg. távoli diszkrét sugárforrások. Számos tartományban F. és. nem kapcsolódnak különálló forrásokhoz. Létezése vagy az Univerzum egészének sajátja (úgynevezett reliktum sugárzás), vagy az intergalaktikus térben való jelenlétének következménye. a sugárzó anyag tere (forró intergalaktikus gáz, kozmikus sugarak).
ábrán. 1 és táblázatban. a mérésekről és az F. intenzitásának értékeléséről szolgáltat adatokat.
Rizs. 1. Elektromágneses háttérsugárzás spektruma Világegyetem. Folytonos vonal – megfigyelési eredmények, szaggatott vonal – elméleti becslések; I v erg-ben (cm 2. s. Hz. sr) -1.
A háttérsugárzás energiasűrűsége és fotonjainak száma különböző tartományokban
Csak a fotonikus sugárzás optikai és rádiós megfigyelési tartományában. előállíthatók a Föld felszínéről. Kutatás UV, röntgen. és a spektrum g-sávja csak a légkörön kívüli csillagászat sikereinek köszönhetően vált lehetségessé.
F. izolálása, hogy és. a Galaxis sugárzásának hátterében nehéz feladatnak bizonyult. ábrán. A 2. ábra a Galaxis diffúz sugárzása és a fotonikus sugárzás közötti kapcsolatot mutatja be.
Rádió zenekar. Hullámhossz R a di o ció ( v<600 МГц; l>50 cm). A rádióteleszkópok PKI és szinkrotron sugárzást is kapnak a Galaxis csillagközi közegében lévő relativisztikus elektronoktól, ami megnehezíti a PKI izolálását. A Galaxis szinkrotronsugárzása rendkívül egyenetlenül oszlik el az égbolton. Érdekes az égbolt területe min. fényerő hőmérséklet T b, egyenlő 80 K-val 178 MHz frekvencián. Egyértelmű, hogy ez a csúcs. fényességi hőmérséklet határértéke F. k és. ezen a frekvencián. Válassza az extragalaktikus lehetőséget. összetevői csak akkor lehetségesek, ha a Galaxis sugárzási spektruma eltér a fotonikus sugárzás spektrumától. Sajnos elég közel állnak egymáshoz. A gondos elemzés azt mutatja, hogy a háttér fényereje 178 MHz-es frekvencián megközelíti a 30 K-t, és a spektrális index egybeesik az átlaggal. spektrális emissziós index rádiógalaxisok a = 0,75. Ez lehetővé teszi a fotonok fényerősségének és intenzitásának meghatározását. a méteres tartomány bármely hullámhosszán T b 30 (l/1,7 m) 2,75 K, I v= 3. 10-19. (l/1,7 m) 0,75 erg (
cm 2. s. Hz átlag) -1 . Az F. k spektrális indexeinek egybeesése és. a rádiógalaxisok pedig ahhoz a feltételezéshez vezettek, hogy a hosszú hullámhosszú fotonikus sugárzás. távoli erős, különálló rádiósugárzási források kombinált sugárzását képviseli: rádiógalaxisok és kvazárok. Azonban megfigyelhető a mi terek galaxisunk közelében. a rádiógalaxisok sűrűsége és rádiófényességük (lásd. Fényesség) elégtelennek bizonyult az F. to és. A probléma megoldásában csak a gyenge (és ezért távoli) rádióforrások gondos számítása után sikerült előrelépést elérni. A források számának fluxusfüggősége a vártnál lényegesen meredekebbnek bizonyult. Ez arra utal, hogy korábban, amikor az Univerzum lényegesen fiatalabb volt, sokkal erősebb rádióforrások léteztek, mint most (pontosabban, adott számú galaxishoz több rádióforrás volt). Volt egy kozmológiai a rádióforrások fejlődése. A távoli, erős rádiógalaxisokat és kvazárokat ma halvány rádióforrásként figyelik meg. Kiderült, hogy ez a sok források határozzák meg F. hogy és. a hosszú rádióhullámok tartományában.
Rizs. 2. A háttérenergia-sűrűségek aránya az Univerzum sugárzása és a diffúz sugárzás hatejsavas eredetű; r eV/cm 3 -ben.
Infravörös tartomány(10 12 Hz< v<3 10 14 Гц; 1 мкм
Modern érzékenység eszközök nem elegendőek a közvetlenhez megfigyelések infravörös f.c. ábrán. Az 1., 2. és a táblázat az elméleti eredményeket mutatja. a kvazárok és galaktikus atommagok teljes sugárzásának becslései, amelyek az egyes forrásokból származó infravörös sugárzás megfigyelési adatain és az Univerzumban való sűrűségükön alapulnak. Látható tartomány<
1 µm). A látható F. kiemeléséhez és. a megfigyelt diffúz sugárzásból le kell vonni a viszonylag közeli forrásokból származó sugárzást: légköri emisszió, állatövi fény(a Nap fénye szétszórva a bolygóközi poron), a Galaxis csillagainak szerves fénye. A légköri kibocsátás jelentéktelenné válik, ha a Föld atmoszféráján túli megfigyelést végeznek. A földi megfigyelések során ennek kizárására egy korrekciót vezetnek be, amely a zenithez képest különböző szögekben zajló légköri transzmisszió tanulmányozása alapján történik. Az állatövi fény hozzájárulását elvileg figyelembe lehet venni a kozmikus indításakor. az ekliptika síkjára merőleges eszközök ~ 1 a távolságban. azaz olyan területre, ahol gyakorlatilag nincs bolygóközi por. Egy másik, ma már elérhetőbb módszer az állatövi por izzásáról készült modellek használata, valamint a látható fotonok megfigyelése. a Fraunhofer-vonalakban, ahol a Nap sugárzása gyenge és ezért az állatövi fény gyengül. Intenzív tanulmányok folynak a rakétákból és műholdakból származó állatövi fény tulajdonságairól a látható fotonok izolálása céljából. A harmadik tényező a fényerő és a tér függvényében értékelhető. csillagok eloszlása a galaxisban. Ez a tényező hozzájárul a ch. bizonytalanság az extragalaktikusok tanulmányozásában optikai alkatrész ég ragyogása.
A Földről végzett megfigyelések nem találtak nyomokat az FKI izotróp látható komponensének. Top.
Azt is figyelembe kell venni, hogy ha intergalaktikus. az űr tele van csillagokkal, csillaghalmazokkal vagy törpegalaxisokkal, ezeket a modern technológiával szinte lehetetlen észlelni. megfigyelési technológia szintje. E tekintetben ezeknek a „világító” tárgyaknak a hozzájárulása a vö. Az Univerzumban az anyag sűrűsége ismeretlen. Itt jönnek jól a legjobb becslések. intenzitás határa F. k és. látható tartományban. Ha ezeknek a láthatatlan objektumoknak ugyanaz a tömeg-fényesség aránya, mint a galaxisok átlagában, akkor az exp. adatokkal kimutatható, hogy az Univerzumban a világítótestek tömege kicsi ahhoz, hogy az Univerzum zárva legyen (lásd. Kozmológia).
Ultraibolya tartomány. A spektrumnak ez a tartománya feltételesen két részre osztható: az első műholdakról és rakétákról történő megfigyelések számára elérhető, a második alapvetően megközelíthetetlen a Naprendszerből történő közvetlen megfigyelésekhez.
Megfigyelésre rendelkezésre álló tartomány. Az égbolt fényességét a spektrum UV-tartományában Galaxisunk forró csillagainak sugárzása határozza meg. Nyilvánvalóan minél magasabb a hőmérséklet T Egy csillag felszínén minél több fotont bocsát ki az UV tartományban. Az adott hőmérsékletű csillagok száma a növekedéssel gyorsan csökken T. Ezért a Galaxis csillagainak teljes sugárzása gyorsan csökken a hullámhossz csökkenésével. Tehát a kozmikus mérések szerint. A Vénusz állomások, Galaxisunk integrált fényessége (anélkül, hogy figyelembe vennénk magjának ismeretlen hozzájárulását) az 1225-1340 sávban 10 40 -10 41 erg/s-ra becsülhető, ami mindössze 10 -3 -10 -4 fényessége a látható tartományban. Ezért várható volt az extragalaktikus azonosítás az UV tartományban lévő komponens világosabb lesz, mint a láthatóban, és alapvetően információt hordoz. nem csillagforrásokról - galaktikus magokról, kvazárokról, intergalaktikusokról. gáz. Igaz, a megfigyelésre hozzáférhető UV-tartományba beletartoznak az erős sugárzások is, amelyeket a vonal bolygóközi hidrogén általi újraemissziója okoz. L
A mi Galaxisunkkal analógiával természetes lenne azt feltételezni, hogy minden normális. a galaxisok kevés UV sugarat bocsátanak ki, és az F.K.I. ezen összetevőjének intenzitása. kicsi Váratlanul nagy UV-sugárzást észleltek azonban az M31 galaxis magjának régiójából (Androméda-köd), valamint számos más galaxisból. Fontos forrásai F. hogy és. a spektrum UV-tartományában a szakemberek megfigyelései szerint. műholdaknak, kvazároknak kell megjelenniük.
Vizsgálata ultraibolya F. hogy és. fontos a forró intergalaktikus mennyiségének és tulajdonságainak meghatározásához. gáz, amely valószínűleg meghatározza az Univerzum anyagsűrűségét. Különösen a vöröseltolódású kozmológiai kép esik a meglévő szűrők által kiemelt sávba. offset emissziós vonal Igaz, a megfigyelésre hozzáférhető UV-tartományba beletartoznak az erős sugárzások is, amelyeket a vonal bolygóközi hidrogén általi újraemissziója okoz. a az Univerzum legelterjedtebb eleme, a hidrogén, ha 600 Mpc-t meg nem haladó távolságban helyezkedik el (a Hubble-állandónál. A távoli kvazárok spektrumában nincs abszorpciós sáv, amely megfelel Igaz, a megfigyelésre hozzáférhető UV-tartományba beletartoznak az erős sugárzások is, amelyeket a vonal bolygóközi hidrogén általi újraemissziója okoz. a, a semleges intergalaktikus elhanyagolható sűrűségét jelzi. hidrogén, azaz az intergalaktikusok nagyfokú ionizációja. gáz 
, Ahol n Kéz n P a hidrogénatomok és protonok száma 1 cm 3 intergalaktikus térben. hely.
A tartomány nem érhető el közvetlen megfigyeléshez. A spektrumnak ez a tartománya alapvetően hozzáférhetetlen a Naprendszerből történő közvetlen megfigyelésekhez, mivel az UV-fotonokat a semleges csillagközi hidrogén abszorbeálja. Az ionizáló fotonsav intenzitásának értékelésére csak közvetett módszer létezik. A háttér UV-sugárzásnak hidrogénionizációs zónákat kell létrehoznia a galaxisok körül, hasonlóan zónák HII, forró csillagok körül létező. Nyilvánvalóan, ha a háttérszint nagyon magas lenne, akkor az UV-fotonok ionizálni tudnák az összes csillagközi gázt. Valójában a rádiós megfigyelések hidrogén rádióvonalak 21 cm az optikai gázon messze túlmutató semleges gáz felfedezéséhez vezetett. galaxisok határai. A hidrogén sűrűsége ott rendkívül alacsony, és az, hogy nem ionizált, az ultraibolya fotonikus sugárzás alacsony intenzitását, annak tetejét jelzi. a határ 100-szor alacsonyabb, mint a szomszédos megfigyelt tartományban. A galaxisok perifériáján lévő hidrogén 100-szor érzékenyebb detektornak bizonyult, mint a műholdak és rakéták számlálói. Az így kapott határ nem olyan alacsony: 10 000 ionizáló fotonnak felel meg, amely a galaxisok felületének 1 cm 2 -ére esik 1 másodperc alatt.
Röntgen tartomány A rakétákon, műholdakon és hengereken végzett megfigyelések azt mutatták, hogy a sugárzás klasszikus. röntgen vidék 
erősen izotróp, azaz extragalaktikus. természet. Csak a lágy röntgensugárzás területén. sugarak (energiájú fotonokhoz pl<250 эВ) обнаруживается сильная
зависимость интенсивности диффузного излучения от галактич. координат. Спектр
рентг. Ф. к. и. оказался степенным. Исследования практически всего неба при
помощи приборов на спутниках позволили оценить амплитуду (<3%) мелкомасштабных
угл. флуктуации рентг. Ф. к. и. Эти наблюдения важны для космологии: в принципе,
наблюдения дипольной анизотропии рентг. фона позволят уточнить скорость движения
Солнечной системы относительно системы координат, в к-рой изотропно фоновое
излучение, создаваемое далёкими источниками. Наблюдения изотропии рентг. фона
могут дать ценную информацию об однородности и изотропии Вселенной.
A röntgensugárzás fő forrásai. F.k.i. még ismeretlenek. Nyilvánvalóan ezek a galaxisok magjai, forró intergalaktikusak. gáz be galaxishalmazokés kvazárok (a közönséges galaxisok a megfigyelt röntgenháttér legfeljebb 1%-át adják). Számos égbolt terület mélyreható felmérése során az Einstein-röntgenből. Obszervatórium (a HEAO-B műholdról, USA, 1978) négyzetfokonként legfeljebb tíz röntgent észleltek. források. Részletes elemzésük optikai. tartomány kimutatta, hogy 20-30%-uk kvazár, 20-30%-a távoli galaxis, 20-30%-a galaxisunk csillaga. Ezeknek a tárgyaknak a sugárzása azonban a fotonikus sugárzás intenzitásának legfeljebb 50%-át tudja biztosítani. röntgenben hatótávolság. Néhány gyenge röntgen. a források nem azonosíthatók sem optikai, sem rádióobjektumokkal. Tervezik a röntgenfelvételeket. műholdak, amelyeknek térképet kell készíteniük a teljes égboltról 0,5 és 1,5 keV közötti tartományban, és néhányat fel kell helyezniük rá. több százezer röntgen. források.
A röntgen eredete F.k.i. összefüggésbe hozható az alacsony frekvenciájú fotonok relativisztikus kozmikus elektronok általi szórásával. sugarak (fordítva Compton hatás).Ilyen szórással a fotonok energiája sokszorosára nő, és bejutnak a röntgenbe. hatótávolság. A galaktikus atommagokban a termikus elektronokon történő többszörös Compton-szórás láthatóan hatékony, ami kemény röntgensugarak kialakulásához vezet. sugárzás forró, nem relativisztikus Maxwell-plazmában. A röntgensugárzás másik fontos mechanizmusa. a fotonokat forró gázból távolítják el.
Gamma tartomány Mint a röntgen. sugárzás, g-sugárzás keletkezhet az inverz Compton-effektus eredményeként, valamint a relativisztikus elektronok bremsstrahlung sugárzásaként a gázzal való kölcsönhatás során. Ezenkívül g-fotonok más folyamatokban is előállíthatók. Ide tartoznak mindenekelőtt a kozmikus protonok ütközései. sugarak a csillagközi közeg atommagjaival, amelyek p 0 mezonok születéséhez vezetnek; protonok és antiprotonok megsemmisülése, amelyet p 0 -mezonok születése és ezt követő bomlása kísér két g-fotonná; ezen kívül nem termikus részecskék általi gerjesztés és ezt követő magemisszió, elektronok és pozitronok megsemmisítése. Mivel ezeknek a folyamatoknak a keresztmetszete és valószínűsége meglehetősen jól ismert, a teoretikusok előre kiszámították a g-sugárzás diszkrét forrásaiból várható fluxusokat, Galaxisunk síkjából az y-sugárzás fluxusát, és megbecsülték a g intenzitását. -sugárzási háttér.
Az Univerzum átlátszó a kemény g-sugárzásnak egészen z~100 vöröseltolódási értékig. Ezért a megfigyelt intenzitás szerint F. hogy és. levonhatunk egy fontos következtetést az Univerzumban található antianyag mennyiségéről: nem valószínű, hogy annyi antianyag lenne az Univerzumban, mint amennyi anyag (lásd. Az Univerzum barioni aszimmetriája). Valóban, a változásnak megfelelő idő alatt z 0-ról 100-ra (ez idő alatt a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás körülbelül 100-szor lehűl - 300 K-ról 2,7 K-re), semmisíti meg az Univerzum anyagának legfeljebb egy milliomod részét. Ellenkező esetben a háttér g-sugárzás intenzitása sokkal nagyobb lenne, mint a megfigyelt. Várható, hogy a g-sugárzás nagy áthatoló ereje a g-csillagászatot az Univerzum evolúciójának tanulmányozásának hatékony eszközévé teszi.
Megvilágított.: Longair M.S., Sunyaev R.A., Elektromágneses sugárzás az Univerzumban, "UFN", 1971, 105. v., 1. o. 41. R. A. Sunyaev.
HÁTTÉR Az asztrofizika sugárzása diffúz és gyakorlatilag izotróp elektromágneses sugárzás az Univerzumból. A háttérsugárzás spektruma a hosszú rádióhullámoktól a gamma-sugárzásig terjed. A háttérsugárzáshoz egyénileg megkülönböztethetetlen távoli források és a világűrt kitöltő diffúz anyagok (gáz, por) járulhatnak hozzá. A háttérsugárzás legfontosabb összetevője a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás.
HÁTTÉRSUGÁRZÁS - normál körülmények között a környezetben jelen lévő sugárzás. Ezt figyelembe kell venni bármely adott forrásból származó sugárzás mérésekor.
CMB sugárzás
Relimct sugárzás (vagy kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás a _en. kozmikus mikrohullámú háttérsugárzásból). Az orosz nyelvű irodalomban általában használt „reliktum sugárzás” kifejezést a szovjet asztrofizikus, I.S. Shklovsky - kozmikus elektromágneses sugárzás nagy izotrópiával és egy abszolút fekete testre jellemző spektrummal, amelynek hőmérséklete 2,725 K.
A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás létezését elméletileg az Ősrobbanás elmélet keretein belül jósolták meg. Bár az eredeti ősrobbanás-elmélet számos aspektusát mára felülvizsgálták, azok az alapok, amelyek lehetővé tették a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás hőmérsékletének előrejelzését, változatlanok maradtak. Úgy gondolják, hogy a reliktum sugárzás az Univerzum létezésének kezdeti szakaszaitól megmaradt, és egyenletesen kitölti azt. Létét 1965-ben kísérletileg igazolták. A kozmológiai vöröseltolódás mellett a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzást tartják az ősrobbanás elméletének egyik fő megerősítésének.
A sugárzás természete
Az ősrobbanás elmélete szerint a korai Univerzum egy forró plazma volt, amely fotonokból, elektronokból és barionokból állt. A Compton-effektusnak köszönhetően a fotonok folyamatosan kölcsönhatásba léptek más plazmarészecskékkel, rugalmas ütközéseket tapasztalva velük, és energiát cseréltek. Így a sugárzás az anyaggal termikus egyensúlyi állapotban volt, és spektruma egy abszolút fekete test spektrumának felelt meg.
Ahogy az Univerzum tágul, a kozmológiai vöröseltolódás a plazma lehűlését okozta, és egy bizonyos szakaszban energetikailag előnyösebbé vált, hogy az elektronok protonokkal – hidrogénatommagokkal és alfarészecskékkel – héliummagokkal egyesülve atomokat képezzenek. Ezt a folyamatot rekombinációnak nevezik. Ez körülbelül 3000 K plazmahőmérsékleten és az Univerzum hozzávetőleges életkora 400 000 év körül történt. Ettől a pillanattól kezdve a fotonok megszűntek szóródni a most már semleges atomok által, és szabadon mozoghattak a térben, gyakorlatilag anélkül, hogy kölcsönhatásba léptek volna az anyaggal. Az adott pillanatnak megfelelő megfigyelt gömböt az utolsó szórás felületének nevezzük. Ez a legtávolabbi objektum, amely az elektromágneses spektrumban megfigyelhető.
Előző cikk: Mekkora a fénysebesség Következő cikk: Harmonikus rezgések Az oszcillációs frekvencia fizikai képlete