Az ősrobbanás kozmikus mikrohullámú háttérsugárzásának utófénye. Sugárzás
Mikrohullámú háttérsugárzás (reliktum sugárzás)
- tér kb. hőmérsékletre jellemző spektrumú sugárzás. ZK; meghatározza az Univerzum háttérsugárzásának intenzitását a rövidhullámú rádiótartományban (centiméteres, milliméteres és szubmilliméteres hullámokban). A legmagasabb fokú izotrópia jellemzi (az intenzitás minden irányban közel 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 forró Univerzum modellje szerint a táguló Univerzum anyagának a múltban a jelenleginél jóval nagyobb sűrűsége és rendkívül magas hőmérséklete volt. at 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 a jellegzetes tágulási idő alatt már nem volt ideje jelentősen befolyásolni a sugárzási spektrumot (az Univerzum ekkorra már jóval kisebb volt, mint egység). Azonban a sugárzás és az anyag kölcsönhatásának teljes hiányában is az Univerzum tágulása során 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 ereklyeként, a világfejlődés 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 fotonjainak energiája rendkívül alacsony - 3000-szer kisebb, mint a látható fény fotonjainak energiája, 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 egy indirekt módszer is - a molekulák alacsonyabb energiaszintű populációja szerint a csillagközi közegben. 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 cián (CN) abszorpciós vonalai azt mutatják, hogy alacsonyabb energiaszintjei 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 a látható fény csillagközi por általi újrakibocsátása nem képes a mágneses f-hez közelítő sugárzást előidézni. 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 f-hez tartozó 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, az ellenkező irányban (a Vízöntő csillagkép) pedig 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 a mágneses f-hez viszonyított meghatározását. 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, ballonokra (hengerekre) és rakétákra szerelve végzik. 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. Ráadásul ez az információ differenciáltnak bizonyul: az energia felszabadulása a tágulás mindhárom szakaszában (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 ebben az esetben a spektrum rövidhullámú tartományában következnek be. 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.
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., alacsony energiájú, de rendkívül sok - milliárdszor több van belőlük, mint amennyi 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. úgy tűnik, hogy a háttérsugárzás részben ennek a folyamatnak köszönhető.
Az ultranagy 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.
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.
A CMB-sugárzás olyan háttér-mikrohullám-sugárzás, amely minden irányban azonos, és a fekete testre jellemző spektrummal rendelkezik ~ 2,7 K hőmérsékleten.
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 az emberi tevékenység maradványaival. 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, mivel semmi sem jön a semmiből és nem megy sehova. Univerzumunk dinamikája átmenetek, tulajdonságok és állapotok változásai. Ez még bolygónkon is megfigyelhető. Például a gömbvillám megjelenik egy vízrészecskék felhőjében?! 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. 5 K-os kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás. Később Georgy Gamow az ismert 3 K-nál alacsonyabb hőmérsékletet javasolt. Ez azonban csak egy felületes, akkor még senki által nem ismert tény vizsgálata volt. 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 (minden irányban ugyanazok a tulajdonságok, pl. 5 lépés észak felé 10 másodperc alatt és 5 lépés dél felé 10 másodperc alatt). 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. Vagy rögzítse egy mágnestekercsbe, dobja rá egy atombombára, vagy világítsa meg reflektorral. Egy ilyen test is kevés sugárzást bocsát ki. De ez csak azt a tényt bizonyítja, hogy semmi sem abszolút. Egy ideális törvényt mindig a végtelenségig lehet levezetni, valaminek egy bizonyos tulajdonságának maximumát elérni, de egy kis tehetetlenség mindig megmarad.
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, az ellenkező irányban 0,1%-kal alacsonyabb. Ez magyarázza a Nap mozgását e csillagkép felé 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 az ősrobbanás hatására hatalmas mennyiségű energiacsomó szabadult fel az univerzumon kívül, majd az Univerzum kihűlt, majdnem megfagyott, de idővel az energia ismét csomókká kezdett gyűlni, és egy bizonyos reakció keletkezett, amely elindította az univerzum tágulásának folyamatát. Akkor honnan származik a sötét anyag, és kölcsönhatásba lép-e a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzással? Talán a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás a sötét anyag bomlásának eredménye, ami logikusabb, mint az ősrobbanás maradék sugárzása. Mivel a sötét energia lehet antianyag és a sötét anyag részecskéi, az anyagrészecskékkel ütközve sugárzást képezhetnek az anyagi és antianyagi világban, hasonlóan a reliktum sugárzáshoz. Ma ez a tudomány legfrissebb, feltáratlan területe, ahol sikereket érhet el az ember, és bevésődik a tudomány és a társadalom történetébe.
A tér általános hátterének egyik összetevője. email mag. sugárzás. R. és. egyenletesen oszlik el az égi szférán és intenzitásában egy abszolút fekete test hősugárzásának felel meg kb. 3 K, az Amer. tudósok A. Penzias és ... Fizikai enciklopédia
CMB sugárzás, az Univerzumot betöltő kozmikus sugárzás, melynek spektruma közel áll egy kb. 3 K hőmérsékletű abszolút fekete test spektrumához. Néhány mm-től több tíz cm-ig terjedő hullámokon figyelhető meg, 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- Háttér kozmikus rádiósugárzás, amely az Univerzum fejlődésének korai szakaszában alakult ki. [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... ... Enciklopédiai szótár
Elektromágneses sugárzás, amely kitölti az Univerzum megfigyelhető részét (lásd Univerzum). R. és. már az Univerzum tágulásának korai szakaszában létezett, és fontos szerepet játszott fejlődésében; egyedülálló információforrás a múltjáról... Nagy szovjet enciklopédia
CMB sugárzás- (a latin relicium remnant szóból) az Univerzum evolúciójához kapcsolódó kozmikus elektromágneses sugárzás, amely az „ősrobbanás” után kezdte meg a 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. Enciklopédiai szótár
Kozmikus hőháttérsugárzás, amelynek spektruma közel áll egy 2,7 K hőmérsékletű abszolút fekete test spektrumához. Sugárzás eredete. az Univerzum fejlődéséhez kapcsolódik, amely a távoli múltban magas hőmérsékletű és sugárzássűrűséggel rendelkezett... ... Csillagászati szótár
Kozmológia Az Univerzum kora Ősrobbanás Konvergáló 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.
- Kozmológia, Steven Weinberg. A Nobel-díjas Steven Weinberg monumentális monográfiája összefoglalja a modern kozmológiában az elmúlt két évtizedben elért fejlődést. Egyedülálló a…
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 felülvizsgálták, a CMB hőmérsékletének előrejelzésének alapja változatlan marad. Úgy gondolják, hogy a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás az Univerzum létezésének kezdeti szakaszától megmaradt, és egyenletesen kitölti azt. Létezését 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