A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzást kísérleti úton fedezték fel. A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás felfedezésének története
A modern eszközök használata ellenére és a legújabb módszereket az Univerzumot tanulmányozva megjelenésének kérdése továbbra is nyitott marad. Ez korát tekintve nem meglepő: a legfrissebb adatok szerint 14-15 milliárd év között mozog. Nyilvánvaló, hogy azóta nagyon kevés bizonyíték van az egyetemes léptékű grandiózus folyamatokra, amelyek egykor lezajlottak. Ezért senki sem mer állítani semmit, hipotézisekre korlátozva magát. Egyikük azonban a közelmúltban igen jelentős érvet kapott - kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás.
1964-ben egy jól ismert laboratórium két alkalmazottja, akik az Echo műhold rádiós megfigyelését végezték, és hozzáfértek a megfelelő ultraérzékeny berendezésekhez, úgy döntöttek, hogy tesztelik egyes elméleteiket bizonyos sugárzók saját rádiósugárzására vonatkozóan. űrobjektumok.
A földi forrásokból származó esetleges interferencia kiszűrése érdekében a 7,35 cm-t választották, azonban az antenna bekapcsolása és konfigurálása után ezt regisztrálták furcsa jelenség: egy bizonyos zajt rögzítettek az egész Univerzumban, állandó háttérkomponenst. Nem függött a Föld más bolygókhoz viszonyított helyzetétől, ami azonnal kiküszöbölte a rádióinterferenciának feltételezését ezekről vagy a napszaktól. Sem R. Wilson, sem A. Penzias nem is sejtette, hogy felfedezték az univerzum kozmikus mikrohullámú háttérsugárzását.
Mivel ezt egyikük sem feltételezte, a „hátteret” a berendezés jellemzőinek tulajdonítva (elég emlékezni arra, hogy a használt mikrohullámú antenna volt akkoriban a legérzékenyebb), kb. Egész évben, amíg nyilvánvalóvá nem vált, hogy a rögzített zaj magának az Univerzumnak a része. Az észlelt rádiójel intenzitása majdnem megegyezik a sugárzás intenzitásával 3 Kelvin hőmérsékleten (1 Kelvin egyenlő -273 Celsius-fokkal). Összehasonlításképpen a nulla Kelvin egy mozdulatlan atomokból álló objektum hőmérsékletének felel meg. 500 MHz és 500 GHz között mozog.
Ebben az időben két teoretikus a Princeton egyetem- R. Dicke és D. Pibbles az Univerzum fejlődésének új modelljei alapján matematikailag kiszámította, hogy ilyen sugárzásnak léteznie kell, és át kell hatnia az egész teret. Mondanom sem kell, hogy Penzias, aki véletlenül értesült az e témában tartott előadásokról, felvette a kapcsolatot az egyetemmel, és bejelentette, hogy regisztrálták a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzást.
Elmélet alapján Nagy durranás, minden anyag egy kolosszális robbanás következtében keletkezett. Ezt követően az első 300 ezer évben a tér kombinációja volt elemi részecskékés sugárzás. Ezt követően a tágulás következtében a hőmérséklet csökkenni kezdett, ami lehetővé tette az atomok megjelenését. Az észlelt reliktumsugárzás a távoli idők visszhangja. Míg az univerzumnak voltak határai, a részecskék sűrűsége olyan nagy volt, hogy a sugárzás „megkötött”, mivel a részecskék tömege bármilyen hullámot visszavert, megakadályozva azok terjedését. És csak azután, hogy megkezdődött az atomok kialakulása, a tér „átlátszóvá” vált a hullámok számára. Úgy tartják, hogy így jelent meg a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás. Jelenleg a tér köbcentimétere körülbelül 500 kezdeti kvantumot tartalmaz, bár ezek energiája csaknem százszorosára csökkent.
A CMB sugárzás az Univerzum különböző részein rendelkezik különböző hőmérsékletek. Ennek oka az elsődleges anyag elhelyezkedése a táguló Univerzumban. Ahol nagyobb volt a jövőbeli anyag atomjainak sűrűsége, ott a sugárzás részaránya, így a hőmérséklete is csökkent. Ezekben az irányokban alakultak ki később nagy objektumok (galaxisok és klasztereik).
A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás tanulmányozása fellebbenti a fátylat a bizonytalanságról számos, az idők kezdetén lezajló folyamatról.
A tér általános hátterének egyik összetevője. email mag. sugárzás. R. és. egyenletesen elosztva éggömbés intenzitásában megfelel hősugárzás teljesen fekete test kb. 3 K, az Amer. tudósok A. Penzias és ... Fizikai enciklopédia
CMB sugárzás kitölti az Univerzumot kozmikus sugárzás, melynek spektruma közel áll egy kb. 3 K hőmérsékletű abszolút fekete test spektrumához. Néhány mm-től több tíz cm-ig terjedő hullámokon megfigyelhető, szinte izotróp módon. Eredet... ... Modern enciklopédia
Kozmikus háttérsugárzás, melynek spektruma közel áll egy teljesen fekete test spektrumához, melynek hőmérséklete kb. 3 K. Néhány mm-től több tíz cm-ig terjedő hullámoknál megfigyelhető, majdnem izotróp. A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás eredete az evolúcióhoz kapcsolódik... Nagy enciklopédikus szótár
kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás- Háttérben keletkezett kozmikus rádiósugárzás korai szakaszaiban az Univerzum fejlődése. [GOST 25645.103 84] Témák, feltételek, fizikai tér. space EN reliktum sugárzás… Műszaki fordítói útmutató
Kozmikus háttérsugárzás, amelynek spektruma közel áll egy teljesen fekete test spektrumához, körülbelül 3°K hőmérséklettel. Több millimétertől több tíz centiméterig terjedő hullámoknál figyelhető meg, szinte izotróp módon. A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás eredete... ... enciklopédikus szótár
Elektromágneses sugárzás, amely kitölti az Univerzum megfigyelhető részét (lásd Univerzum). R. és. már az Univerzum tágulásának korai szakaszában létezett és játszott fontos szerep fejlődésében; van egyedi forrás információ a múltjáról... Nagy Szovjet Enciklopédia
CMB sugárzás- (a latin relicium maradékból) kozmikus elektromágneses sugárzás, az Univerzum evolúciójával kapcsolatos, amely az „ősrobbanás” után kezdte meg fejlődését; kozmikus háttérsugárzás, amelynek spektruma közel áll egy teljesen fekete test spektrumához... ... A modern természettudomány kezdetei
háttér tér sugárzás, amelynek spektruma közel áll egy abszolút fekete test spektrumához, amelynek hőmérséklete kb. 3 K. Hullámoknál megfigyelhető többről. mm-től több tíz cm-ig, szinte izotróp. R. származása és. az Univerzum evolúciójával kapcsolatban, a múlt paradicsomába... ... Természettudomány. enciklopédikus szótár
Kozmikus hőháttérsugárzás, amelynek spektruma közel áll egy 2,7 K hőmérsékletű abszolút fekete test spektrumához. Sugárzás eredete. összefüggésbe hozható az Univerzum evolúciójával, amely a távoli múltban volt magas hőmérsékletűés a sugárzás sűrűsége...... Csillagászati szótár
Kozmológia Az Univerzum kora Ősrobbanás Eltolási távolság CMB Kozmológiai állapotegyenlet Sötét energia Rejtett tömeg Friedmann Univerzum Kozmológiai elv Kozmológiai modellek Formáció ... Wikipédia
Könyvek
- Állítsa be a táblázatokat. Az Univerzum evolúciója (12 táblázat), . 12 lapos oktatóalbum.
- Cikk - 5-8676-012. Csillagászati szerkezetek. Hubble törvénye. Friedman modellje. Az Univerzum fejlődésének korszakai. Korai Univerzum. Elsődleges nukleoszintézis. Ereklye… Kozmológia, Steven Weinberg. Monumentális monográfia
Nobel díjas
Úgy tartják, hogy ebből a sugárzásból meg lehet találni a választ arra a kérdésre: honnan származik? Valójában a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás az, ami megmaradt az „Univerzum felépítéséből”, amikor a sűrű forró plazma tágulása után kezdett megjelenni. Hogy könnyebben megértsük, mi a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás, hasonlítsuk össze a maradványokkal emberi tevékenység. Például az ember feltalál valamit, mások megveszik, felhasználják és kidobják a hulladékot. Tehát a szemét (az emberi élet eredménye) a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás analógja. A szemétből mindent megtudhat – hol volt az ember egy adott időszakban, mit evett, mit viselt, és még azt is, hogy miről beszélt. Valamint a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás. Tulajdonságai alapján próbálnak a tudósok képet felépíteni az ősrobbanás pillanatáról, ami választ adhat arra a kérdésre: hogyan jelent meg az Univerzum? De mégis, az energiamegmaradás törvényei bizonyos nézeteltéréseket szülnek az univerzum eredetét illetően, mert semmi sem jön a semmiből és nem megy sehova. Univerzumunk dinamikája átmenetek, tulajdonságok és állapotok változásai. Ez még bolygónkon is megfigyelhető. Például, gömbvillám vízrészecskék felhőjében jelenik meg?! Hogyan? Hogy lehet ez? Senki sem tudja megmagyarázni bizonyos törvények eredetét. E törvényszerűségek felfedezésének csak pillanatai vannak, akárcsak a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás felfedezésének története.
Történelmi tények a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás tanulmányozásáról
A CMB-t először Georgiy Antonovich Gamow (George Gamow) említette, amikor megpróbálta megmagyarázni az ősrobbanás elméletét. Feltételezte, hogy némi maradék sugárzás tölti be egy folyamatosan táguló univerzum terét. 1941-ben, miközben az Ophiuchus-halmaz egyik csillagának abszorpcióját tanulmányozta, Andrew McKellar a fény spektrális abszorpciós vonalait észlelte, amelyek 2,7 K hőmérsékletnek feleltek meg. 1948-ban Georgi Gamow, Ralph Alfert és Robert Herman meghatározta a csillagok hőmérsékletét. kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás 5 K-on. Később Georgy Gamow az ismert 3 K-nál alacsonyabb hőmérsékletet javasolt. De ez csak egy felületes tanulmány volt ennek, akkor még senki ismert tény. A 60-as évek elején Robert Dicke és Yakov Zeldovich ugyanazokat az eredményeket érte el, mint Gamow, olyan hullámok rögzítésével, amelyek sugárzási intenzitása nem függött az időtől. A tudósok érdeklődő elméjének egy speciális rádióteleszkópot kellett létrehoznia a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás pontosabb rögzítésére. A 80-as évek elején, az űripar fejlődésével a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzást alaposabban kezdték tanulmányozni egy űrhajóról. Meg lehetett állapítani a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás izotrópiás tulajdonságát ( azonos tulajdonságokkal minden irányban, például északra 5 lépés 10 másodperc alatt, délre 5 lépés szintén 10 másodperc alatt lesz). Napjainkban is folynak az ereklye-tanulmány tulajdonságainak és előfordulásának történetének vizsgálatai.
Milyen tulajdonságai vannak a reliktum sugárzásnak?
CMB spektrum a COBE műhold fedélzetén lévő FIRAS műszerrel nyert adatokból
A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás spektruma 2,75 Kelvin, ami hasonló az erre a hőmérsékletre hűtött koromhoz. Az ilyen anyag mindig elnyeli a rá eső sugárzást (fényt), akárhogy is befolyásolja. Legalább egy mágnestekercsbe ragasszuk atombomba dobd el, akár világítsd meg reflektorfénnyel. Egy ilyen test is kevés sugárzást bocsát ki. De ez csak azt a tényt bizonyítja, hogy semmi sem abszolút. Mindig korlátlanul visszavonhatod ideális törvény, elérje a maximumot egy bizonyos tulajdonság bármit, de mindig marad egy kis tehetetlenség.
Érdekes tények a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás tanulmányozásával kapcsolatban
A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás maximális frekvenciáját 160,4 GHz-en rögzítették, ami 1,9 mm-es hullámnak felel meg. És az ilyen sugárzás sűrűsége 400-500 foton cm 3 -enként. A CMB-sugárzás a legrégebbi, legősibb sugárzás, amely általában megfigyelhető az univerzumban. Minden részecskének 400 000 évbe telt, mire eljutott a Földre. Nem kilométereket, hanem éveket! Műholdas megfigyelések és matematikai számítások szerint a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás megállni látszik, és az összes galaxis és csillagkép hatalmas, másodpercenkénti száz kilométeres nagyságrendű sebességgel mozog hozzá. Mintha egy mozgó vonatot néznénk az ablakon keresztül. A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás hőmérséklete a konstelláció irányában 0,1%-kal magasabb, ill. ellenkező irányba 0,1%-kal alacsonyabb. Ez magyarázza a Nap oldalirányú mozgását ennek a csillagképnek a reliktum háttérhez képest.
Mit ad nekünk a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás tanulmányozása?
A korai Univerzum hideg volt, nagyon hideg. Miért volt olyan hideg az univerzum, és mi történt, amikor elkezdődött az univerzum tágulása? Feltételezhető, hogy a nagy robbanás miatt kilökődés történt Hatalmas mennyiségű az univerzum határain túli energiarögök, majd az Univerzum kihűlt, szinte megfagyott, de idővel az energia ismét rögökké kezdett összegyűlni, és kialakult egy bizonyos reakció, ami elindította az univerzum tágulásának folyamatát. Akkor honnan származik a sötét anyag, és kölcsönhatásba lép-e a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzással? Talán a reliktum sugárzás a bomlás eredménye sötét anyag, ami logikusabb, mint az ősrobbanás maradék sugárzása. Mert a sötét energia lehetnek antianyag és a sötét anyag részecskéi, amelyek anyagrészecskékkel ütköznek, az anyagi és antianyagi világban a reliktum sugárzáshoz hasonló sugárzást képezhetnek. Ma ez a tudomány legfrissebb, feltáratlan területe, ahol sikereket érhet el az ember, és bevésődik a tudomány és a társadalom történetébe.
Mikrohullámú háttérsugárzás (reliktum sugárzás)
- hely kb. hőmérsékletre jellemző spektrumú sugárzás. ZK; meghatározza az Univerzum háttérsugárzásának intenzitását a rövidhullámú rádiótartományban (centiméteres, milliméteres és szubmilliméteres hullámokban). Azzal jellemezve a legmagasabb fokozat izotrópia (az intenzitás szinte minden irányban azonos). M. f. felfedezése. És. (A. Penzias, R. Wilson, 1965, USA) megerősítette az ún. , megadta a legfontosabb kísérleti bizonyítékot az Univerzum tágulásának izotrópiája és nagy léptékű homogenitása mellett (lásd).A modell szerint forró univerzum, a táguló Univerzum anyagának sokkal több volt a múltban nagy sűrűségű mint most, és rendkívül magas a hőmérséklet. Nál nél T A protonokból, hélium ionokból és elektronokból álló > 10 8 K primer, folyamatosan fotonokat kibocsátó, szóró és elnyelő, teljes emisszióban volt. Az Univerzum ezt követő tágulása során a plazma és a sugárzás hőmérséklete csökkent. A részecskék fotonokkal való kölcsönhatásának már nem volt ideje jelentősen befolyásolni a sugárzási spektrumot (az Univerzum bremsstrahlung ekkorra már sokkal kevesebb lett az egységnél). Azonban még azzal is teljes hiánya sugárzás kölcsönhatása anyaggal az Univerzum tágulásakor a sugárzás feketetest-spektruma feketetest marad, csak a sugárzás hőmérséklete csökken. Míg a hőmérséklet meghaladta a 4000 K-t, az elsődleges anyag teljesen ionizált volt, a fotonok tartománya az egyik szórási eseménytől a másikig sokkal kisebb volt. 4000 K hőmérsékleten protonok és elektronok vesztek el, a plazma semleges hidrogén és hélium atomok keverékévé alakult, és az Univerzum teljesen átlátszóvá vált a sugárzás számára. További terjeszkedése során a sugárzási hőmérséklet tovább csökkent, de a sugárzás feketetestes jellege relikviaként, a világ fejlődésének korai időszakának „emlékeként” megmaradt. Ezt a sugárzást először 7,35 cm-es hullámnál fedezték fel, majd más hullámoknál (0,6 mm-től 50 cm-ig).
Hőmérséklet M.f. És. 10%-os pontossággal 2,7 K-nak bizonyult. Átl. Ennek a sugárzásnak a fotonenergiája rendkívül alacsony - 3000-szer kisebb, mint a foton energiája látható fény, de a fotonok száma M.f. És. nagyon nagy. Az Univerzum minden atomjához ~ 10 9 foton tartozik az M.f. És. (átlagosan 400-500 foton 1 cm3-enként).
Az M. f hőmérsékletének közvetlen meghatározására szolgáló módszerrel együtt. És. - az energiaeloszlási görbe szerint a sugárzási spektrumban (lásd) van még indirekt módszer- a csillagközi közegben lévő molekulák alacsonyabb energiaszintű populációjával. Amikor egy fotont elnyel a M.f. És. a molekula elmozdul az alapról. állapot izgatott állapotba. Minél magasabb a sugárzási hőmérséklet, 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 cianogén (CN) abszorpciós vonalai azt mutatják, hogy az alacsonyabb szintek Az energiák 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 intergalaktikusok. gáz, sem látható fény újrakibocsátása csillagközi por nem képes az M. f. felé közeledő sugárzást produkálni. i.: ennek a sugárzásnak az összenergiája túl nagy, és spektruma sem a csillagok spektrumához, sem a rádióforrások spektrumához nem hasonlít (1. ábra). Ez, valamint az intenzitás-ingadozások szinte teljes hiánya az égi szférán (kis léptékű szögingadozások) bizonyítja a mágneses f kozmológiai, reliktum eredetét. És.
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. A modern galaxisok és halmazaik az Univerzumban a hidrogén rekombinációja előtt létező anyagsűrűség jelentéktelen amplitúdó-inhomogenitásainak növekedése eredményeként jöttek létre. 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. Ezek után az átlagosnál lényegesen nagyobb sűrűségű területeknek ki kellett volna emelkedniük az általános táguló háttérből, és galaxisokat és azok halmazait kellett volna létrehozni. 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 inhomogenitások léteztek, akkor az M.f. És. ingadoznia kell, és függnie kell a megfigyelés irányától. A várható ingadozások kimutatására irányuló kísérletek azonban még nem elég nagy pontosságúak. Csak felső határt adnak az ingadozási értékeknek. Kis szögskálákon (egy ívperctől hat ívfokig) az ingadozás nem haladja meg a 10 -4 K értéket. A mágneses f fluktuációinak keresése. És. bonyolítja az is, hogy a diszkrét kozmikus elemek hozzájárulnak a háttér-ingadozásokhoz. rádióforrások, a Föld légkörének sugárzása ingadozik, stb. Nagy szögméreteken végzett kísérletek azt is kimutatták, hogy a M. f. És. gyakorlatilag független a megfigyelési iránytól: az eltérések nem haladják meg a K-t. A kapott adatok lehetővé tették az Univerzum tágulásának anizotrópiájának becslését 100-szorosra csökkenteni a „szóródó” galaxisok közvetlen megfigyeléséből származó becslésekhez képest .
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 a mágneses mezőhöz kapcsolódó koordinátarendszerhez viszonyított mérésére. És. Valójában a Doppler-effektus miatt a mozgó megfigyelő felé terjedő fotonok energiája nagyobb, mint a hozzá felzárkózóké, annak ellenére, hogy a mágneses f-hez kapcsolódó rendszerben. i., energiáik egyenlőek. Ezért egy ilyen megfigyelő sugárzási hőmérséklete az iránytól függ: , ahol T 0 - Sze sugárzási hőmérséklet az égen, v- a megfigyelő sebessége, - a sebességvektor és a megfigyelési irány közötti szög.
A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás dipólusanizotrópiája, amely a Naprendszer e sugárzás mezeihez viszonyított mozgásához kapcsolódik, mára szilárdan megalapozott (2. ábra): az Oroszlán csillagkép irányában a M.f. És. 3,5 mK-val magasabb az átlagnál, és ellenkező irányban (a Vízöntő csillagkép) ugyanennyivel az átlag alatt van. Következésképpen a Nap (a Földdel együtt) a mágneses függvényhez képest mozog. 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 mágneses f-hez viszonyítva. És. 600 km/s. Elvileg létezik egy módszer, amely lehetővé teszi a gazdag galaxishalmazok CMB-hez viszonyított sebességének meghatározását (lásd).
Spectrum M. f. És.
ábrán. Az 1. táblázat mutatja a meglévő kísérleti adatokat a M. f. És. valamint az energiaeloszlás Planck-görbéje egy 2,7 K hőmérsékletű abszolút fekete test egyensúlyi sugárzási spektrumában. A kísérleti pontok helyzete jó egyezést mutat az elméletivel. görbe. Ez erős támogatást nyújt a forró Universe modellhez.
Figyeljük meg, hogy a centiméteres és deciméteres hullámok tartományában az M. f. És. rádióteleszkópok segítségével a Föld felszínéről lehetséges. A milliméteres és különösen a szubmilliméteres tartományokban a légköri sugárzás zavarja a mágneses fizika megfigyelését. és., ezért a méréseket széles sávon végzik, telepítve léggömbök(hengerek) és rakéták. Értékes adatok a M. f spektrumáról. És. a milliméteres tartományban a csillagközi közeg molekuláinak abszorpciós vonalainak megfigyeléséből származtak a forró csillagok spektrumában. Kiderült, hogy a fő hozzájárulás az M. f. energiasűrűségéhez. És. 6-0,6 mm közötti sugárzást hoz létre, melynek hőmérséklete megközelíti a 3 K-t. Ebben a hullámhossz-tartományban a mágneses f energiasűrűsége. És. =0,25 eV/cm 3 .
Sok kozmológiai elméleteket és galaxisképződési elméleteket, amelyek az anyag és az antianyag folyamatait, a kialakult, nagy léptékű potenciálmozgások disszipációját, az elsődleges kis tömegek elpárolgását, az instabilok bomlását vetítik előre. energiafelszabadulás az Univerzum tágulásának korai szakaszában. Ugyanakkor minden energiafelszabadulás align="absmiddle" width="127" height="18"> abban a szakaszban, amikor az M.f. És. 3 K-ig változott, észrevehetően torzította volna a feketetest spektrumát. Így az M. f spektruma. És. információkat hordoz az Univerzum hőtörténetéről. Sőt, ez az információ differenciáltnak bizonyul: az energia felszabadulása mindegyiken három szakaszban tágulás (K; 3T 4000 K). Nagyon kevés ilyen energetikai foton létezik (a teljes számukból kb. 10-9). Ezért a semleges atomok képződéséből származó rekombinációs sugárzásnak erősen torzítania kellett volna a mágneses tér spektrumát. És. 250 mikronos hullámoknál.Az anyag a galaxisok kialakulása során újabb felmelegedést tapasztalhat. Spectrum M. f. És. ugyanakkor változhat is, hiszen a reliktum fotonok forró elektronok általi szórása megnöveli a fotonok energiáját (lásd). Különösen erős változások jelen esetben a spektrum rövidhullámú tartományában fordulnak elő. Az egyik görbe, amely az M. f spektrumának lehetséges torzulását mutatja. ábrán látható i. 1 (szaggatott görbe). Az M. f spektrumának elérhető változásai. És. kimutatta, hogy az anyag másodlagos felmelegedése az Univerzumban sokkal később következett be, mint a rekombináció.
M. f. És. és kozmikus sugarak.
Kozmikus sugarak (protonok és nagyenergiájú atommagok; ultrarelativisztikus elektronok, amelyek meghatározzák a mi és más galaxisok rádiósugárzását a méteres tartományban) információt hordoznak a csillagokban és galaktikus atommagokban zajló óriási robbanási folyamatokról, amelyek során ezek megszületnek. Mint kiderült, a nagy energiájú részecskék élettartama az Univerzumban nagymértékben függ a mágneses tér fotonjaitól. i., amelynek alacsony energia, de rendkívül sok - milliárdszor több van belőlük, mint ahány atom az Univerzumban (ez az arány az Univerzum tágulása során is megmarad). Ultrarelativisztikus elektronok ütközésében kozmikus. sugarak fotonokkal M. f. És. az energia és a lendület újraeloszlása következik be. A foton energiája sokszorosára nő, és a rádiófoton röntgenfotonná alakul. sugárzás, az elektron energiája jelentéktelen mértékben változik. Mivel ez a folyamat sokszor megismétlődik, az elektron fokozatosan elveszíti minden energiáját. Műholdakról és röntgenrakétákról figyelték meg. háttérsugárzás, eredetét nyilván ennek a folyamatnak köszönheti.
Az ultra-nagy energiájú protonok és atommagok szintén ki vannak téve az M. f. fotonok hatásának. i.: a velük való ütközéskor az atommagok felhasadnak, és a protonokkal való ütközés új részecskék (elektron-pozitron párok, -mezonok stb.) születéséhez vezet. Ennek eredményeként a proton energia gyorsan lecsökken arra a küszöbértékre, amely alatt az energia- és lendületmaradvány törvényei szerint a részecskék születése lehetetlenné válik. Ezekkel a folyamatokkal a praktikus hiánya a térben 10-20 eV energiájú részecskék sugarai, valamint kis számú nehéz atommag.
Megvilágított.:
Zeldovich Ya.B., Az Univerzum „forró” modellje, UFN, 1966, 89. v., v. 4. o. 647; Weinberg S., Az első három perc, ford. angolból, M., 1981.
CMB sugárzás
A csillagászati megfigyelések azt mutatják, hogy a csillagok és galaxisok formájában megjelenő egyedi sugárzási források mellett az Univerzumban olyan sugárzás is található, amely nem oszlik külön forrásokra - háttérsugárzás. Az elektromágneses spektrum minden tartományában megfigyelhető. Alapvetően a háttérsugárzás a ragyogás összege különféle forrásokból(galaxisok, kvazárok, intergalaktikus gázok), olyan távoli modern eszközökkel csillagászati megfigyelések mindaddig, amíg a teljes sugárzást nem tudják felosztani egyedi kifejezésekre (ne feledje Tejút a 17. századig összefüggő fénysávnak számított, és csak 1610-ben évi Galilei Galilei távcsővel megvizsgálva felfedezte, hogy egyes csillagokból áll).
1965-ben A. Penzias és R. Wilson amerikai rádiómérnökök háttérsugárzást fedeztek fel mikrohullámú tartomány(hullámhossz 300 µm és 50 cm között, frekvencia 6,10 8 Hz és 10 12 Hz között). Ezeken a frekvenciákon elektromágneses hullámok Egyszerűen nincs olyan forrás, amely ilyen fényes háttérsugárzást tudna előállítani. Ez a sugárzás nagyon homogén: az ezred százalékig terjedő intenzitása állandó az égbolton. Vegye figyelembe, hogy a nem hangolt csatornán a TV képernyőjén megjelenő „hó” több százaléka mikrohullámú háttérsugárzásnak köszönhető.
A mikrohullámú háttérsugárzás fő tulajdonsága a spektruma (azaz az intenzitás eloszlása a frekvencia vagy a hullámhossz függvényében), amely az ábrán látható. 5.1.2. Ennek a sugárzásnak a spektruma pontosan illeszkedik az elméleti görbéhez, jól ismert a fizika számára- Planck görbe. Ezt a fajta spektrumot fekete test spektrumnak nevezik. Ez a spektrum egy teljesen átlátszatlan fűtött anyagra jellemző. A mikrohullámú sugárzás hőmérséklete körülbelül 3 K (pontosabban 2,728 K). Lehetetlen Planck-spektrumot elérni bármilyen forrásból származó sugárzás hozzáadásával. A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás spektrumának Planck-jellegének legmegbízhatóbb megerősítését a amerikai műhold COBE (Cosmic Background Explorer) 1992-ben.
A Planck-görbe egyenlet alakja
 .
| (5.1) |
Itt ρ ν - spektrális sűrűség sugárzás (sugárzási energia egységnyi térfogatra és egységnyi frekvencia intervallumra), ν - frekvencia, h - Planck állandó, c - fénysebesség, k - Boltzmann állandó, T - sugárzási hőmérséklet.
Mikrohullámú sugárzás Az univerzumot egyébként ereklyének nevezik. Ez a név annak a ténynek köszönhető, hogy információkat tartalmaz fizikai feltételek, amely akkor uralkodott az Univerzumban, amikor még nem alakultak ki csillagok és galaxisok. E sugárzás létezésének ténye arra utal, hogy a múltban az Univerzum tulajdonságai jelentősen eltértek a jelenlegitől. E következtetés alátámasztására a következő logikai láncot mutatjuk be.
- Mivel a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás spektruma egy teljesen fekete test spektruma, ezt a sugárzást egy teljesen átlátszatlan fűtött test alkotja.
- Mivel ez a sugárzás minden oldalról egyenletesen érkezik hozzánk, minden oldalról valamiféle átlátszatlan test vesz körül bennünket.
- Az Univerzum azonban - modern formájában - szinte teljesen átlátszó a mikrohullámú (milliméter és centiméter) tartományban lévő rádióhullámok számára. Ezért az ezt a sugárzást kibocsátó anyag sokkal távolabb van tőlünk, mint bármely megfigyelhető objektum - galaxisok, kvazárok stb. Emlékezve a „minél távolabb a térben, annál mélyebb az időben” elvre, arra a következtetésre jutunk Az Univerzum teljesen átláthatatlan volt a mély múltban, amikor még nem alakultak ki csillagok és galaxisok; és mivel átlátszatlan, ez azt jelenti, hogy nagyon sűrű. A mikrohullámú háttérsugárzás egy ereklye, amely abból a távoli korszakból maradt fenn.
Vegye figyelembe, hogy ennek a sugárzásnak majdnem tökéletes homogenitása - legjobb érv a kozmológiai elv mellett, az Univerzum nagy léptékű homogenitása mellett.
Mutassunk néhány kvantitatív adatot a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzásról. A Wien-törvény szerint a λmax intenzitásmaximum hullámhosszúságú feketetest-sugárzás hőmérsékletét a képlettel számítjuk ki.
Kozmikus mikrohullámú háttérsugárzásnál λ max =0,1 cm Ennek a sugárzásnak egy kvantumának átlagos energiája körülbelül 1,05·10 -22 J. Jelenleg mindegyikben. köbméter Körülbelül 4·108 reliktum foton van. Ez körülbelül egymilliárdszor több, mint a részecskék közönséges anyag(pontosabban protonok; értjük természetesen az átlagos sűrűséget).
A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás hőmérsékletének változása az idő múlásával
Gamownak az Univerzum kezdetben forró állapotára vonatkozó feltevésének alátámasztására a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzásra vonatkozó adatokat fogjuk felhasználni. Próbáljuk megérteni, mi volt a hőmérséklete a múltban. Más szóval, nézzük meg, milyen hőmérsékletű kozmikus mikrohullámú háttérsugárzást rögzítene egy megfigyelő egy z vöröseltolódású galaxisban. Ehhez a (2.1) λ=λ 0 (1+z) képletet használjuk, amely az intergalaktikus térben terjedő bármely (a kozmikus mikrohullámú hátteret is beleértve) sugárzás hullámhosszának a z vöröseltolódástól való függését és a Wien-törvényt (5.2) mutatja. T·λ max =0,29 K cm. Ezeket a képleteket kombinálva azt találjuk, hogy z vöröseltolódásnál a CMB sugárzás hőmérséklete T volt
| T(z)=TO(1+z), | (5.3) |
Ahol T 0 =2,728 K az aktuális hőmérséklet (azaz z=0-nál). Ebből a képletből az következik, hogy korábban a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás hőmérséklete magasabb volt, mint most.
Vannak közvetlen is kísérleti megerősítés ezt a mintát. Amerikai tudósok egy csoportja a világ legnagyobb Keck-teleszkópjával (Hawaii-on) 10 méter átmérőjű tükröt használva két kvazár spektrumát kapta, amelyek vöröseltolódása z=1,776 és z=1,973. Amint azt a tudósok megállapították, ezen objektumok spektrális vonalai azt mutatják, hogy 7,4 ± 0,8 K, illetve 7,9 ± 1,1 K hőmérsékletű hősugárzással vannak besugározva, ami kiváló összhangban van a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás várható hőmérsékletével. az (5.3) képletből: T(1.776) =7.58 K és T(1.973)=8.11 K. Ugyanakkor egyébként ezek a tények további érvet adnak amellett, hogy a mikrohullámú háttérsugárzás a környező területekről érkezik hozzánk. az Univerzum legmélyére.
 . Georgij Antonovics Gamov (1904-1968). |
Minél közelebb van az ősrobbanáshoz, annál melegebb a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás. z~1000-nél (ez a vöröseltolódás az Ősrobbanástól 300 ezer éves korszaknak felel meg) hőmérséklete T~3000 K volt, és köbméterenként körülbelül 4·10 17 reliktum foton volt. Így erős sugárzás ionizálnia kellett volna az összes akkoriban létező gázt. Így, az Univerzum távoli múltjában csillagok nem létezhettek, és minden anyag sűrű, forró, átlátszatlan plazma volt..
Ez az állítás alkotja a forró Univerzum elméletének lényegét, amelynek alapjait kiváló fizikus A hazánkban született és tanult Georgij Antonovics Gamov itt fizikusként vált híressé, de az években kénytelen volt az USA-ba emigrálni. Sztálin elnyomásai. Ezt az elméletet röviden tárgyaljuk ebben a részben.
Előző cikk: Mekkora a fénysebesség Következő cikk: Harmonikus rezgések Az oszcillációs frekvencia fizikai képlete