CMB радиация
Извънгалактичното микровълново фоново лъчение се среща в честотния диапазон от 500 MHz до 500 GHz, което съответства на дължини на вълните от 60 cm до 0,6 mm. Това фоново лъчение носи информация за процесите, протичащи във Вселената преди образуването на галактики, квазари и други обекти. Тази радиация, наречена реликва, е открита през 1965 г., въпреки че е предсказана още през 40-те години на миналия век от Георги Гамов и е изследвана от астрономите в продължение на десетилетия.
В разширяващата се Вселена средната плътност на материята зависи от времето – в миналото е била по-голяма. С разширяването обаче се променя не само плътността, но и Термална енергияматерия, което означава, че на ранен етап от разширяването си Вселената е била не само плътна, но и гореща. В резултат на това в наше време трябва да се наблюдава остатъчно лъчение, чийто спектър е същият като спектъра на абсолютно твърдо тяло и това лъчение трябва да бъде в най-високата степенизотропно. През 1964 г. А. А. Пензиас и Р. Уилсън, тествайки чувствителна радиоантена, откриват много слабо фоново микровълново излъчване, от което не могат да се отърват по никакъв начин. Температурата му се оказа 2,73 K, което е близо до прогнозираната стойност. От експерименти върху изследвания на изотропията беше показано, че източникът на микровълнова фонова радиация не може да бъде локализиран вътре в Галактиката, тъй като тогава трябва да се наблюдава концентрация на радиация към центъра на Галактиката. Източникът на радиация не може да бъде локализиран и в Слънчевата система. ще се наблюдават денонощни промени в интензитета на радиацията. Поради това беше направено заключение за извънгалактичния характер на това фоново лъчение. Така хипотезата за гореща Вселена получи наблюдателна основа.
За да разберем природата на CMB, е необходимо да се обърнем към процесите, протичащи в ранните етапи на разширяването на Вселената. Нека разгледаме как физическите условия във Вселената са се променили по време на процеса на разширяване.
Сега всеки кубичен сантиметър пространство съдържа около 500 космически микровълнови фонови фотона и в този обем има много по-малко вещество. Тъй като съотношението на броя на фотоните към броя на барионите в процеса на разширяване се запазва, но енергията на фотоните намалява с времето поради разширяването на Вселената поради червеното отместване, можем да заключим, че в даден момент от в миналото енергийната плътност на радиацията е била по-голяма от енергийната плътност на частиците на материята. Това време се нарича радиационен етап в еволюцията на Вселената. Етапът на радиация се характеризира с равенство на температурата на материята и радиацията. В онези дни радиацията напълно определя естеството на разширяването на Вселената. Приблизително един милион години след началото на разширяването на Вселената температурата спадна до няколко хиляди градуса и се извърши рекомбинацията на електрони, които преди това бяха свободни частици, с протони и хелиеви ядра, т.е. образуването на атоми. Вселената е станала прозрачна за радиация и именно тази радиация сега улавяме и наричаме реликт. Вярно е, че оттогава, поради разширяването на Вселената, фотоните са намалили енергията си около 100 пъти. Образно казано, реликтовите радиационни кванти са "отпечатали" ерата на рекомбинацията и носят пряка информация за далечното минало.
След рекомбинацията материята за първи път започва да се развива самостоятелно, независимо от радиацията, и в нея започват да се появяват уплътнения – зародиши на бъдещи галактики и техните купове. Ето защо експериментите за изучаване на свойствата на реликтовото лъчение - неговия спектър и пространствени флуктуации - са толкова важни за учените. Усилията им не бяха напразни: в началото на 90-те. Руският космически експеримент "Реликт-2" и американският "Кобе" откриха разлики в температурата на реликтовото излъчване на съседни участъци на небето, като отклонението от средната температура е само около хилядна от процента. Тези температурни вариации носят информация за отклонението на плътността на материята от средната стойност през епохата на рекомбинация. След рекомбинацията материята във Вселената е разпределена почти равномерно и там, където плътността е поне малко над средната, привличането е по-силно. Вариациите на плътността впоследствие доведоха до образуването на широкомащабни структури, наблюдавани във Вселената, клъстери от галактики и отделни галактики. Според съвременните концепции първите галактики трябва да са се образували в епоха, която съответства на червени премествания от 4 до 8.
Има ли някакъв шанс да погледнем още по-далеч в ерата, предхождаща рекомбинацията? До момента на рекомбинацията налягането на електромагнитното излъчване създаваше основно гравитационното поле, което забавяше разширяването на Вселената. На този етап температурата варира обратно пропорционално на корен квадратен от времето, изминало от началото на разширяването. Разгледайте последователно различни етапи на разширяване ранна вселена.
При температура от приблизително 1013 Келвина във Вселената се раждат и унищожават двойки различни частици и античастици: протони, неутрони, мезони, електрони, неутрино и т.н. Когато температурата падне до 5 * 1012 K, почти всички протони и неутрони се анихилират , превръщайки се в радиационни кванти; останаха само тези, за които нямаше „достатъчни“ античастици. Именно от тези "излишни" протони и неутрони основно се състои веществото на съвременната наблюдаема Вселена.
При Т= 2*1010 K всепроникващите неутрино престанаха да взаимодействат с материята – от този момент трябваше да остане „реликтовият неутринен фон“, който може да бъде открит в хода на бъдещи експерименти с неутрино.
Всичко, което току-що беше казано, се случи при супер високи температурив първата секунда след началото на разширяването на Вселената. Няколко секунди след момента на "раждането" на Вселената започва ерата на първичния нуклеосинтез, когато се образуват ядрата на деутерий, хелий, литий и берилий. Продължи приблизително три минути и основният му резултат беше образуването на хелиеви ядра (25% от масата на цялата материя на Вселената). Останалите елементи, по-тежки от хелия, съставляват незначителна част от веществото - около 0,01%.
След епохата на нуклеосинтезата и преди епохата на рекомбинацията (около 106 години) е имало спокойно разширяване и охлаждане на Вселената, а след това - стотици милиони години след началото - се появяват първите галактики и звезди.
През последните десетилетия развитието на космологията и физиката на елементарните частици направи възможно теоретичното разглеждане на самия начален, „свръхплътен“ период от разширяването на Вселената. Оказва се, че в самото начало на разширението, когато температурата е била невероятно висока (повече от 1028 K), Вселената може да бъде в специално състояние, в което се разширява с ускорение, а енергията на единица обем остава постоянна. Този етап на разширяване беше наречен инфлационен. Такова състояние на материята е възможно при едно условие – отрицателно налягане. Етапът на свръхбърза инфлационна експанзия обхваща малък период от време: той завършва до времето от около 10–36 s. Смята се, че истинското "раждане" на елементарни частици материя във формата, в която ги познаваме сега, се е случило точно след края на инфлационния етап и е причинено от колапса на хипотетичното поле. След това разширението на Вселената продължи по инерция.
Хипотезата за инфлационната вселена отговаря на редица важни въпросикосмологията, които доскоро се смятаха за необясними парадокси, в частност към въпроса за причината за разширяването на Вселената. Ако в своята история Вселената наистина е преминала през епоха, когато е имало голямо отрицателно налягане, тогава гравитацията неизбежно би причинила не привличане, а взаимно отблъскване на материалните частици. А това означава, че Вселената започна да се разширява бързо, експлозивно. Разбира се, моделът на инфлационната Вселена е само хипотеза: дори косвената проверка на нейните позиции изисква такива инструменти, които просто все още не са създадени в момента. Въпреки това идеята за ускорено разширяване на Вселената в най-ранния етап от нейната еволюция е твърдо установена в съвременната космология.
Говорейки за ранната Вселена, ние изведнъж се пренасяме от най-големите космически мащаби в района на микросвета, който се описва от законите квантова механика. Физиката на елементарните частици и свръхвисоките енергии е тясно преплетена в космологията с физиката на гигантските астрономически системи. Най-големият и най-малкият се сливат тук един с друг. Ето в какво се състои Удивителна красотанашия свят, пълен с неочаквани взаимовръзки и дълбоко единство.
Проявите на живота на Земята са изключително разнообразни. Животът на Земята е представен от ядрени и доядрени, едноклетъчни и многоклетъчни същества; многоклетъчните от своя страна са представени от гъби, растения и животни. Всяко от тези царства обединява различни видове, класове, разреди, семейства, родове, видове, популации и индивиди.
В цялото привидно безкрайно разнообразие от живи същества могат да се разграничат няколко различни нива на организация на живите същества: молекулярно, клетъчно, тъканно, органно, онтогенетично, популационно, видово, биогеоценотично, биосферно. Изброените нива са подчертани за по-лесно изучаване. Ако се опитаме да отделим основните нива, отразяващи не толкова нивата на изучаване, колкото нивата на организация на живота на Земята, тогава основният критерий за такова разграничение трябва да се признае като наличието на специфични елементарни, дискретни структури и елементарни явления. С този подход се оказва необходимо и достатъчно да се отделят молекулярно-генетичното, онтогенетичното, популационно-видовото и биогеоценотичното нива (Н. В. Тимофеев-Ресовски и др.).
Молекулярно генетично ниво. При изучаването на това ниво очевидно е постигната най-голяма яснота в дефинирането на основните понятия, както и в идентифицирането на елементарни структури и явления. Развитието на хромозомната теория на наследствеността, анализът на процеса на мутация и изследването на структурата на хромозомите, фагите и вирусите разкриват основните характеристики на организацията на елементарните генетични структури и свързаните с тях явления. Известно е, че основните структури на това ниво (кодове на наследствена информация, предавана от поколение на поколение) са ДНК, диференцирана по дължина на кодови елементи - триплети от азотни бази, които образуват гени.
Гените на това ниво на организация на живота представляват елементарни единици. Основните елементарни явления, свързани с гените, могат да се считат за техните локални структурни промени (мутации) и прехвърлянето на информация, съхранявана в тях, към вътреклетъчни контролни системи.
Ковариантната редупликация се осъществява на принципа на матрицата чрез разкъсване на водородните връзки на двойната спирала на ДНК с участието на ензима ДНК полимераза. След това всяка от веригите изгражда съответна нишка за себе си, след което новите вериги се свързват комплементарно една с друга.Пиримидиновите и пуриновите бази на комплементарните вериги се свързват с водородна връзка една с друга чрез ДНК полимераза. Този процес е много бърз. По този начин самосглобяването на ДНК на Escherichia coli, което се състои от около 40 хиляди базови двойки, изисква само 100 s. Генетичната информация се пренася от ядрото чрез иРНК молекули в цитоплазмата към рибозомите и там участва в синтеза на протеини. Протеин, съдържащ хиляди аминокиселини, се синтезира в жива клетка за 5-6 минути, докато при бактериите това е по-бързо.
Основните системи за управление, както при конвариантната редупликация, така и при вътреклетъчния трансфер на информация, използват "матричния принцип", т.е. са матрици, до които са изградени съответните специфични макромолекули. В момента кодът, заложен в структурата на нуклеиновите киселини, който служи като матрица при синтеза на специфични протеинови структури в клетките, се дешифрира успешно. Редупликацията, базирана на матрично копиране, запазва не само генетичната норма, но и отклоненията от нея, т.е. мутации (основата на еволюционния процес). Достатъчно точното познаване на молекулярно-генетично ниво е необходима предпоставка за ясното разбиране на жизнените явления, протичащи на всички други нива на организация на живота.
Съдържанието на статията
РЕЛИКТНО ИЗЛЪЧВАНЕ,пространство електромагнитно излъчване, който идва към Земята от всички страни на небето с приблизително еднакъв интензитет и има спектър, характерен за излъчване на черно тяло при температура около 3 K (3 градуса по абсолютната скала на Келвин, което съответства на -270 ° C). При тази температура основната част от радиацията пада върху радиовълните от сантиметровия и милиметровия диапазон. Енергийната плътност на реликтовото лъчение е 0,25 eV/cm 3 .
Експерименталните радиоастрономи предпочитат да наричат това лъчение „космически микровълнов фон“ (CMB). Теоретичните астрофизици често го наричат „реликтово лъчение“ (терминът е предложен от руския астрофизик И. С. Шкловски), тъй като в рамките на общоприетата днес теория за горещата Вселена, това лъчение е възникнало на ранен етап от разширяването на нашето пространство. свят, когато субстанцията му е била практически хомогенна и много гореща. Понякога в научната и популярната литература можете да намерите и термина "тристепенна космическа радиация". По-нататък ще наричаме това лъчение „реликва“.
Откриването през 1965 г. на реликтовото лъчение е от голямо значение за космологията; тя се превръща в едно от най-важните постижения на естествознанието през 20 век. и далеч най-важното за космологията след откриването на червеното отместване в спектрите на галактиките. Слабото реликтово излъчване ни носи информация за първите моменти от съществуването на нашата Вселена, за онази далечна епоха, когато цялата Вселена е била гореща и в нея все още не е имало нито планети, нито звезди, нито галактики. Подробните измервания на тази радиация, извършени през последните години с помощта на наземни, стратосферни и космически обсерватории, повдигат завесата над мистерията на самото раждане на Вселената.
теория за горещата вселена.
През 1929 г. американският астроном Едуин Хъбъл (1889–1953) открива, че повечето галактики се отдалечават от нас и толкова по-бързо, колкото по-далеч е галактиката (закон на Хъбъл). Това се тълкува като общо разширяване на Вселената, започнало преди около 15 милиарда години. Възникна въпросът как е изглеждала Вселената в далечното минало, когато галактиките току-що са започнали да се отдалечават една от друга и дори по-рано. Въпреки че математическият апарат, базиран на обща теорияТеорията на относителността на Айнщайн и описваща динамиката на Вселената е създадена през 20-те години на миналия век от Вилем де Ситер (1872–1934), Александър Фридман (1888–1925) и Жорж Льометр (1894–1966), около физическо състояниеНищо не е било известно на Вселената в ранната епоха на нейната еволюция. Дори не е имало сигурност, че е имало определен момент в историята на Вселената, който може да се счита за „началото на разширяването“.
развитие ядрена физикапрез 40-те години на миналия век направи възможно започването на разработването на теоретични модели за еволюцията на Вселената в миналото, когато се предполагаше, че нейната материя е била компресирана до висока плътност, при която са били възможни ядрени реакции. Тези модели, на първо място, трябваше да обяснят състава на материята на Вселената, която по това време вече беше доста надеждно измерена от наблюдения на спектрите на звездите: средно те се състоят от 2/3 от водород и 1/3 от хелия, а всички останали химични елементи взети заедно съставляват не повече от 2%. Познаването на свойствата на вътрешноядрените частици - протони и неутрони - позволи да се изчислят варианти за началото на разширяването на Вселената, различаващи се в първоначалното съдържание на тези частици и температурата на веществото и излъчването, което е в термодинамично равновесие с него. Всеки от вариантите даде свой собствен състав на първоначалното вещество на Вселената.
Ако пропуснем подробностите, тогава има две принципно различни възможности за условията, при които е протекло началото на разширяването на Вселената: нейната субстанция може да бъде студена или гореща. Последствията от ядрените реакции са фундаментално различни една от друга. Въпреки че идеята за възможността за горещо минало на Вселената е изразена в ранните му творби от Льометр, исторически възможността за студено начало е разгледана за първи път през 30-те години на миналия век.
В първите предположения се смяташе, че цялата материя на Вселената първоначално е съществувала под формата на студени неутрони. По-късно се оказа, че подобно предположение противоречи на наблюденията. Факт е, че неутрон в свободно състояние се разпада средно 15 минути след възникването си, превръщайки се в протон, електрон и антинеутрино. В една разширяваща се вселена, получените протони ще започнат да се комбинират с останалите неутрони, образувайки ядрата на атомите на деутерия. Освен това верига от ядрени реакции ще доведе до образуването на ядра от хелиеви атоми. По-сложни атомни ядра, както показват изчисленията, практически не възникват в този случай. В резултат цялата материя ще се превърне в хелий. Такова заключение е в рязко противоречие с наблюденията на звезди и междузвездна материя. Разпространението на химичните елементи в природата отхвърля хипотезата за началото на разширяването на материята под формата на студени неутрони.
През 1946 г. в САЩ "гореща" версия на началните етапи на разширението на Вселената е предложена от физика от руски произход Георги Гъмов (1904-1968). През 1948 г. е публикувана работата на неговите сътрудници Ралф Алфер и Робърт Херман, които разглеждат ядрени реакции в гореща материя в началото на космологичното разширение, за да се получи наблюдаваното в момента съотношение между броя на различните химични елементи и техните изотопи. В онези години желанието да се обясни произходът на всички химични елементи чрез техния синтез в първите моменти от еволюцията на материята беше естествено. Факт е, че по това време те погрешно са оценили времето, изминало от началото на разширяването на Вселената, само на 2–4 милиарда години. Това се дължи на надценената стойност на константата на Хъбъл, последвана през онези години от астрономически наблюдения.
Сравнявайки възрастта на Вселената от 2–4 милиарда години с изчислената възраст на Земята от около 4 милиарда години, трябваше да приемем, че Земята, Слънцето и звездите са формирани от първична материя с готова химичен състав. Смяташе се, че този състав не се е променил по никакъв съществен начин, тъй като синтезът на елементи в звездите е бавен процес и не е имало време за осъществяването му преди формирането на Земята и други тела.
Последвалата ревизия на скалата на извънгалактическите разстояния доведе и до ревизия на възрастта на Вселената. Теорията за еволюцията на звездите успешно обяснява произхода на всички тежки елементи (по-тежки от хелия) чрез техния нуклеосинтез в звездите. Нямаше нужда да се обяснява произходът на всички елементи, включително тежките, на ранен етап от разширяването на Вселената. Същността на хипотезата за горещата вселена обаче се оказа вярна.
От друга страна, изобилието на хелий в звездите и междузвездния газ е около 30% от масата. Това е много повече, отколкото може да се обясни с ядрените реакции в звездите. Това означава, че хелият, за разлика от тежките елементи, трябва да се синтезира в началото на разширяването на Вселената, но при това - в ограничено количество.
Основната идея на теорията на Гамов е именно, че високата температура на материята предотвратява превръщането на цялата материя в хелий. В момента 0,1 секунди след началото на разширяването температурата е била около 30 милиарда K. В такова горещо вещество има много фотони с висока енергия. Плътността и енергията на фотоните са толкова високи, че светлината взаимодейства със светлината, което води до създаването на двойки електрон-позитрон. Анихилацията на двойки може от своя страна да доведе до производството на фотони, както и до производството на двойки неутрино и антинеутрино. В този "кипящ котел" е обикновена материя. При много високи температури не могат да съществуват сложни атомни ядра. Те ще бъдат незабавно разбити от околните енергийни частици. Следователно тежките частици материя съществуват под формата на неутрони и протони. Взаимодействията с енергийни частици карат неутроните и протоните бързо да се превръщат един в друг. Реакциите на комбиниране на неутрони с протони обаче не протичат, тъй като полученото деутериево ядро веднага се разпада от частици с висока енергия. Да, поради висока температурав самото начало веригата, водеща до образуването на хелий, се прекъсва.
Едва когато разширяването на Вселената се охлади под един милиард келвина, част от получения деутерий вече се съхранява и води до сливането на хелий. Изчисленията показват, че температурата и плътността на материята могат да се регулират така, че към този момент частта от неутрони в материята да е около 15% от масата. Тези неутрони се комбинират със същия брой протони, за да образуват около 30% хелий. Останалите тежки частици останаха под формата на протони - ядрата на водородните атоми. ядрени реакциикрай след първите пет минути след началото на разширяването на Вселената. В бъдеще, когато Вселената се разширява, температурата на нейната материя и излъчване намалява. От трудовете на Гамов, Алфер и Херман през 1948 г. следва: ако теорията за горещата Вселена предвижда появата на 30% хелий и 70% водород като основни химически елементи на природата, тогава съвременната Вселена трябва неизбежно да бъде изпълнена с остатък („реликва“) от първичната гореща радиация и текуща температуратози радиационен фон трябва да бъде около 5 K.
Въпреки това, по хипотезата на Гамов, анализът различни вариантиначалото на космологичното разширение не е приключило. В началото на 60-те години Я. Б. Зелдович направи гениален опит за връщане към студената версия, който предположи, че първоначалната студена материя се състои от протони, електрони и неутрино. Както показа Зелдович, такава смес се превръща в чист водород. Според тази хипотеза хелият и други химически елементи са били синтезирани по-късно, когато са се образували звездите. Имайте предвид, че по това време астрономите вече знаеха, че Вселената е няколко пъти по-стара от Земята и повечето звезди около нас, а данните за изобилието на хелий в предзвездната материя все още бяха много несигурни през онези години.
Изглежда, че търсенето на космическо микровълново фоново лъчение може да се превърне в решаващ тест за избор между студен и горещ модел на Вселената. Но по някаква причина, в продължение на много години след предсказанието на Гамов и колегите му, никой съзнателно не се опита да открие това лъчение. Открит е съвсем случайно през 1965 г. от радиофизиците от американската компания "Бел" Р. Уилсън и А. Пензиас, удостоени с Нобелова награда през 1978 г.
По пътя към откриването на реликтовото лъчение.
В средата на 60-те години астрофизиците продължават да изучават теоретично горещия модел на Вселената. Изчисляването на очакваните характеристики на CMB е извършено през 1964 г. от А. Г. Дорошкевич и И. Д. Новиков в СССР и независимо от Ф. Хойл и Р. Дж. Тейлър във Великобритания. Но тези работи, като повече ранна работаГамова и колегите не привлякоха внимание. Но те вече убедително показаха, че може да се наблюдава реликтово излъчване. Въпреки изключителната слабост на това лъчение в нашата ера, то за щастие се намира в тази област на електромагнитния спектър, където всички други космически източници като цяло излъчват още по-слабо. Следователно целенасоченото търсене на космическия микровълнов фон трябваше да доведе до откриването му, но радиоастрономите не знаеха за това.
Ето какво каза А. Пензиас в своята Нобелова лекция: „Първото публикувано признаване на CMB като откриваем феномен в радиообхвата се появи през пролетта на 1964 г. в кратка статия на А. Г. Дорошкевич и И. Д. Новиков, озаглавена „ Средна плътнострадиация в Метагалактиката и някои въпроси на релативистката космология. Макар че превод на английскисе появява през същата година, но малко по-късно, в известното списание "Съветска физика - доклади", статията, очевидно, не е привлякла вниманието на други специалисти в тази област. Тази отлична статия не само извежда спектъра на CMB като феномен на черна телесна вълна, но също така ясно се фокусира върху 20-футовия рогов рефлектор на Bell Labs в Crawford Hill като най-подходящия инструмент за откриването му! (цитирано от: Шаров А.С., Новиков И.Д. Човекът, който откри експлозията на Вселената: животът и работата на Едуин Хъбъл. М., 1989).
За съжаление тази статия остана незабелязана нито от теоретици, нито от наблюдатели; не стимулира търсенето на космическо микровълново фоново лъчение. Историците на науката все още се чудят защо в продължение на много години никой не се опитва съзнателно да търси радиация от горещата Вселена. Любопитно е, че покрай това откритие - едно от най-големите до 20 век. – учените минаха няколко пъти, без да го забележат.
Например, реликтовото лъчение може да бъде открито още през 1941 г. Тогава канадският астроном Е. Маккелар анализира абсорбционните линии, причинени в спектъра на звездата Зета Змиеносец от междузвездни молекули цианид. Той стигна до заключението, че тези линии във видимата област на спектъра могат да се появят само когато светлината се абсорбира от въртящи се цианови молекули и тяхното въртене трябва да бъде възбудено от радиация с температура около 2,3 К. Разбира се, никой не би могъл тогава смяташе, че възбуждането на ротационните нива на тези молекули, причинено от реликтово излъчване. Едва след откриването му през 1965 г. бяха публикувани трудовете на И. С. Шкловски, Дж. Фийлд и други, в които беше показано, че възбуждането на въртенето на междузвездни цианови молекули, чиито линии ясно се наблюдават в спектрите на много звезди, се причинява именно от реликтово излъчване.
Още по-драматична история се разиграва в средата на 50-те години. Тогава младият учен Т. А. Шмаонов, под ръководството на известните съветски радиоастрономи С. Е. Хайкин и Н. Л. Кайдановски, измерва радиоизлъчване от космоса при дължина на вълната 32 см. Тези измервания са извършени с помощта на рупорна антена, подобен на този, използван много години по-късно от Пензиас и Уилсън. Шманов внимателно проучи възможните смущения. Разбира се, по това време той не е имал на разположение толкова чувствителни приемници, каквито по-късно са имали американците. Резултатите от измерванията на Shmaonov са публикувани през 1957 г. в неговата докторска дисертация и в списанието Devices and Experimental Technique. Изводът от тези измервания беше: „Оказа се, че абсолютна стойностефективната температура на фоновото радиоизлъчване ... е равна на 4 ± 3 K”. Шмаонов отбелязва независимостта на интензитета на излъчване от посоката в небето и от времето. Въпреки че грешките в измерването бяха големи и не е необходимо да се говори за достоверност на фигурата 4, сега ни е ясно, че Шмаонов измерва именно космическото микровълново фоново излъчване. За съжаление, нито той, нито други радиоастрономи не знаеха нищо за възможността за съществуване на космическо микровълново фоново лъчение и не придадоха нужното значение на тези измервания.
Най-накрая, около 1964 г., известният експериментален физик от Принстън (САЩ) Робърт Дике съзнателно подходи към този проблем. Въпреки че разсъжденията му се основават на теорията за "осцилираща" вселена, която многократно се разширява и свива, Дике ясно разбира необходимостта от търсене на CMB. По негова инициатива в началото на 1965 г. младият теоретик F.J.E. Peebles извършва необходимите изчисления, а P.G. Roll и D.T. физическа лабораторияв Принстън. За търсене на фонова радиация не е необходимо да се използват големи радиотелескопи, тъй като радиацията идва от всички посоки. Нищо не се печели от факта, че голяма антена фокусира лъча върху по-малка част от небето. Но групата на Дике нямаше време да направи планираното откритие: когато оборудването им беше вече готово, те трябваше само да потвърдят откритието, случайно направено от други предишния ден.
Откриване на реликтово излъчване.
През 1960 г. в Crawford Hill, Holmdel (Ню Джърси, САЩ) е построена антена за приемане на радиосигнали, отразени от сателита с балон Echo. До 1963 г. тази антена вече не е необходима за работа със сателита и радиофизиците Робърт Удроу Уилсън (р. 1936 г.) и Арно Елан Пензиас (р. 1933 г.) от лабораторията на компанията Bell Telephone решават да я използват за радиоастрономия наблюдения. Антената беше 20-футов клаксон. Заедно с най-новото приемно устройство, този радиотелескоп беше по това време най-чувствителният инструмент в света за измерване на радиовълни, идващи от обширни области в небето. На първо място, той трябваше да измери радиоизлъчването на междузвездната среда на нашата Галактика при дължина на вълната 7,35 см. Арно Пензиас и Робърт Уилсън не знаеха за теорията за горещата Вселена и не възнамеряваха да търсят космическа микровълна фонова радиация.
За да се измери точно радиоизлъчването на Галактиката, беше необходимо да се вземат предвид всички възможни смущения, причинени от радиацията на земната атмосфера и земната повърхност, както и смущенията, възникващи в антената, електрическите вериги и приемниците. Предварителното тестване на приемната система показа малко повече шум от очакваното, но изглеждаше правдоподобно това да се дължи на лек излишък на шум в усилващите вериги. За да преодолеят тези проблеми, Пензиас и Уилсън използваха устройство, известно като "студено натоварване", при което сигналът, идващ от антената, се сравнява със сигнала от изкуствен източник, охлажда се с течен хелий при температура около четири градуса над абсолютната нула (4 K). И в двата случая електрическият шум в усилващите вериги трябва да бъде еднакъв и следователно разликата, получена чрез сравнение, дава мощността на сигнала, идващ от антената. Този сигнал съдържа приноси само от антенното устройство, земната атмосфера и астрономическия източник на радиовълни, който влиза в зрителното поле на антената.
Пензиас и Уилсън очакваха разположението на антената да произвежда много малко електрически шум. Въпреки това, за да тестват това предположение, те започнаха своите наблюдения върху сравнително къси вълни 7,35 см дължина, на която радиошумът от Галактиката би трябвало да е пренебрежимо малък. Естествено, някакъв вид радиошум се очаква при такава дължина на вълната от земната атмосфера, но този шум трябва да има характерна зависимост от посоката: той трябва да бъде пропорционален на дебелината на атмосферата в посоката, в която гледа антената: a малко по-малко към зенита, малко повече към посоката на хоризонта. Очакваше се, че след изваждане на атмосферния член с характерна зависимост от посоката, няма да има значителен сигнал от антената и това ще потвърди, че електрическият шум, произведен от антенното устройство, е незначителен. След това ще бъде възможно да започне изучаването на самата Галактика на големи дължини на вълните - около 21 см, където радиацията млечен пъте от съществено значение. (Имайте предвид, че радиовълните с дължини от сантиметри или дециметри, до 1 m, обикновено се наричат „микровълнова радиация“. Това име е дадено, защото тези дължини на вълните са по-малки от ултракъсите вълни, използвани в радарите в началото на Втората световна война ..)
За тяхна изненада Пензиас и Уилсън откриват през пролетта на 1964 г., че улавят доста забележимо количество независещ от посоката микровълнов шум при 7,35 cm. Те открили, че този „статичен фон“ не се променя с времето на деня, а по-късно установили, че не зависи и от сезона. Следователно това не може да бъде излъчването на Галактиката, тъй като в този случай интензитетът му ще се променя в зависимост от това дали антената гледа по равнината на Млечния път или напречно. Освен това, ако това беше излъчването на нашата Галактика, тогава голямата спирална галактика M 31 в Андромеда, подобна в много отношения на нашата, също би трябвало да излъчва силно при дължина на вълната 7,35 cm, но това не беше наблюдавано. Липсата на каквато и да е промяна в наблюдавания микровълнов шум с посока силно предполага, че тези радиовълни, ако съществуват, не идват от Млечния път, а от много по-голям обем на Вселената.
За изследователите беше ясно, че трябва да тестват отново, за да видят дали самата антена може да произвежда повече електрически шум от очакваното. По-специално беше известно, че двойка гълъби гнездят в мундщука на антената. Те бяха заловени, изпратени до сайта на Бел във Випани, освободени, преоткрити няколко дни по-късно в позицията им в антената, отново заловени и накрая умиротворени с по-драстични средства. Въпреки това, докато наемаха помещенията, гълъбите покриха вътрешността на антената с това, което Пензиас нарече „бяло диелектрично вещество“, което, когато стайна температураможе да бъде източник на електрически шум. В началото на 1965 г. рогът на антената е демонтиран и цялата мръсотия е почистена, но това, както всички други трикове, дава много малко намаление на наблюдаваното ниво на шума.
Когато всички източници на смущения бяха внимателно анализирани и отчетени, Пензиас и Уилсън бяха принудени да заключат, че радиацията идва от космоса и от всички посоки с еднакъв интензитет. Оказа се, че пространството излъчва, сякаш е нагрято до температура от 3,5 келвина (по-точно, постигнатата точност ни позволи да заключим, че „температурата на космоса“ е от 2,5 до 4,5 келвина). Трябва да се отбележи, че това е много фин експериментален резултат: например, ако брикет от сладолед се постави пред клаксона на антената, тогава той ще свети в радиообхвата, 22 милиона пъти по-ярък от съответната част от небето. . Размишлявайки върху неочаквания резултат от своите наблюдения, Пензиас и Уилсън не бързаха да публикуват. Но събитията се развиха вече против тяхната воля.
Случи се така, че Пензиас се обади на приятеля си Бърнард Бърк от Масачузетс по съвсем друг повод. Технологичен институт. Малко преди това Бърк чул от колегата си Кен Тсрнър от института Карнеги за лекция, която е чул в Джон Хопкинс от теоретика от Принстън Фил Пийбълслем, който е работил под ръководството на Робърт Дике. В този разговор Пийбълс твърди, че трябва да има фонов радио шум, останал от ранната вселена, който сега има еквивалентна температура от около 10 K.
Пензиас се обади на Дике и двата изследователски екипа се срещнаха. На Робърт Дике и неговите колеги Ф. Пийбълс, П. Рол и Д. Уилкинсън става ясно, че А. Пензиас и Р. Уилсън откриват космическото микровълново фоново лъчение от горещата Вселена. Учените решиха да публикуват едновременно две писма в престижния Astrophysical Journal. През лятото на 1965 г. са публикувани и двете работи: от Пензиас и Уилсън за откриването на космическото микровълново фоново лъчение и от Дике и колеги с неговото обяснение, използващо теорията за горещата Вселена. Очевидно не напълно убедени в космологичната интерпретация на своето откритие, Пензиас и Уилсън дадоха скромно заглавие на своята бележка: Измерване на прекомерна температура на антената при 4080 MHz. Те просто обявиха, че "измерванията на ефективната зенитна шумова температура ... дадоха стойност с 3,5 K по-висока от очакваната", и избегнаха всякакво споменаване на космологията, с изключение на фразата, че " възможно обяснениенаблюдаваната излишна шумова температура е дадена от Dicke, Peebles, Roll и Wilkinson в придружаващо писмо в същия брой на списанието.
През следващите години бяха направени множество измервания на различни дължини на вълните от десетки сантиметри до части от милиметъра. Наблюденията показват, че спектърът на CMB отговаря на формулата на Планк, както трябва да бъде за излъчване с определена температура. Потвърдено е, че тази температура е около 3 K. Направено е забележително откритие, доказващо, че Вселената е била гореща в началото на разширяването.
Такова е сложното преплитане на събития, което завърши с откриването на гореща Вселена от Пензиас и Уилсън през 1965 г. Установяването на факта за свръхвисока температура в началото на разширяването на Вселената беше отправната точка големи изследвания, което води до разкриването не само на астрофизични тайни, но и на тайните на структурата на материята.
Най-точните измервания на космическото микровълново фоново лъчение са извършени от космоса: това са експериментът Relikt на съветския спътник Prognoz-9 (1983–1984) и експериментът DMR (Диференциален микровълнов радиометър) на американския спътник COBE (Космически фон). Explorer, ноември 1989–1993 г.), което позволи най-точно да се определи температурата на реликтовото излъчване: 2,725 ± 0,002 K.
Микровълнов фон като "нов етер".
И така, спектърът на CMB съответства с много висока точност на излъчването на абсолютно черно тяло (т.е. описва се с формулата на Планк) с температура T = 2,73 K. Въпреки това, малки (около 0,1%) отклонения от тази средна температура се наблюдават в зависимост от това в коя посока на небето се извършва измерването. Факт е, че космическото микровълново фоново излъчване е изотропно само в координатната система, свързана с цялата система от отдалечаващи се галактики, в така наречената "съпътстваща референтна система", която се разширява заедно с Вселената. Във всяка друга координатна система интензитетът на излъчване зависи от посоката. На първо място, това се дължи на движението на измервателния уред спрямо космическия микровълнов фон: ефектът на Доплер води до "посиняване" на летящите към устройството фотони и до "почервеняване" на фотоните, които го настигат.
В този случай измерената температура в сравнение със средната (T 0) зависи от посоката на движение: T \u003d T 0 (1 + (v / c) cos аз), където v е скоростта на устройството в координатната система, свързана с фоновото излъчване; c е скоростта на светлината, азе ъгълът между вектора на скоростта и посоката на наблюдение. На фона на равномерно разпределение на температурата се появяват два "полюса" - топъл по посока на движението и хладен в обратна посока. Следователно такова отклонение от равномерността се нарича "дипол". Диполният компонент в разпределението на реликтовото лъчение е открит по време на наземни наблюдения: в посока на съзвездието Лъв температурата на това лъчение се оказа с 3,5 mK по-висока от средната, а в обратната посока (съзвездието на Водолей) със същата сума под средното. Следователно ние се движим спрямо радиационния фон със скорост около 400 km/s. Точността на измерване се оказа толкова висока, че бяха открити дори годишни вариации на диполната компонента, причинени от въртенето на Земята около Слънцето със скорост 30 km/s.
Измервания с изкуствени спътнициЗемята значително прецизира тези данни. Според COBE след отчитане на орбиталното движение на Земята се оказва, че слънчева системасе движи така, че амплитудата на диполната компонента на температурата на реликтовото излъчване D T = 3,35 mK; това съответства на скоростта на движение V = 366 km/s. Слънцето се движи спрямо радиацията по посока на границата на съзвездията Лъв и Чаша, до точка с екваториални координати a = 11 h 12 m и d = –7,1° (епоха J2000); което съответства на галактическите координати l = 264,26° и b = 48,22°. Отчитането на движението на самото Слънце в Галактиката показва, че спрямо всички галактики в Местната група, Слънцето се движи със скорост 316 ± 5 km/s в посока л 0 = 93 ± 2° и b 0 = –4 ± 2° . Следователно движението на самата Местна група спрямо космическия микровълнов фон става със скорост 635 km/s в посока около л= 269° и b= +29°. Това е приблизително под ъгъл от 45° спрямо посоката към центъра на купа галактики в Дева (Дева).
Изследването на движенията на галактиките в още по-голям мащаб показва, че колекцията от близки клъстери от галактики (119 клъстера от каталога на Абел в рамките на 200 Mpc от нас) се движи като цяло спрямо CMB със скорост от около 700 km/s. По този начин нашият квартал на Вселената се носи в морето от космическо микровълново фоново лъчение със забележима скорост. Астрофизиците многократно са обръщали внимание на факта, че самият факт на съществуването на реликтовото излъчване и свързаната с него избрана референтна система отрежда на това излъчване ролята на „нов етер“. Но в това няма нищо мистично: всички физически измервания в тази отправна система са еквивалентни на измерванията във всяка друга инерционна системасправка. (Обсъждането на проблема за "новия етер" във връзка с принципа на Мах може да се намери в книгата: Zel'dovich Ya.B., Novikov I.D. Устройство и еволюция на Вселената.М., 1975).
Анизотропия на реликтовото лъчение.
Температурата на CMB е само един от неговите параметри, които описват ранната Вселена. Други ясни следи от много ранна ера в еволюцията на нашия свят също са запазени в свойствата на това лъчение. Астрофизиците откриват тези следи, като анализират спектъра и пространствената нехомогенност (анизотропия) на CMB.
Според теорията за горещата Вселена, след около 300 хиляди години след началото на разширяването, температурата на материята и свързаната с нея радиация намаляват до 4000 K. При тази температура фотоните вече не могат да йонизират водородни и хелиеви атоми. Следователно, в тази епоха, съответстваща на червеното отместване z = 1400, се случи рекомбинация на гореща плазма, в резултат на което плазмата се превърна в неутрален газ. Разбира се, тогава не е имало галактики и звезди. Те са възникнали много по-късно.
След като стана неутрален, газът, изпълващ Вселената, се оказа практически прозрачен за реликтовото лъчение (въпреки че в онази епоха това не бяха радиовълни, а светлина във видимия и близкия инфрачервен диапазон). Следователно древното излъчване достига до нас почти безпрепятствено от дълбините на пространството и времето. Но все пак по пътя си преживява известни влияния и като археологически паметник носи следи от исторически събития.
Например в епохата на рекомбинация атомите излъчиха много фотони с енергия от порядъка на 10 eV, което е десетки пъти по-високо от средната фотонна енергия на равновесното излъчване на тази епоха (при T = 4000 K има много малко такива енергийни фотони, от порядъка на една милиардна част от тях общ брой). Следователно, рекомбинантното лъчение би трябвало силно да изкриви спектъра на Планк на космическото микровълново фоново лъчение в диапазона на дължина на вълната от около 250 μm. Вярно е, че изчисленията показват, че силното взаимодействие на радиацията с материята ще доведе до факта, че освободената енергия ще се „разпръсне“ главно в широка област от спектъра и няма да го изкриви много, но бъдещи точни измервания ще могат да забележат това изкривяване също.
И много по-късно, в ерата на формирането на галактиките и първото поколение звезди (при z ~ 10), когато огромна маса от почти охладена материя отново претърпя значително нагряване, спектърът на CMB може да се промени отново, защото, разсейвайки се върху горещи електрони, нискоенергийните фотони увеличават енергията си (т.нар. "обратен ефект на Комптън"). И двата ефекта, описани по-горе, изкривяват спектъра на космическото микровълново фоново лъчение в неговата късовълнова област, която досега е най-малко проучена.
Въпреки че в нашата епоха повечето отобикновената материя е плътно опакована в звездите и тези в галактиките, въпреки това, дори близо до нас, космическото микровълново фоново лъчение може да изпита забележимо изкривяване на спектъра, ако лъчите му преминат през голям клъстер от галактики по пътя им към Земята. Обикновено такива клъстери са пълни с разреден, но много горещ междугалактически газ с температура от около 100 милиона K. Разпръсквайки се върху бързите електрони на този газ, нискоенергийните фотони увеличават енергията си (все още същия обратен ефект на Комптън) и преминават от нискочестотната област на Rayleigh-Jeans на спектъра във високочестотната, виновна област. Този ефект е предсказан от Р. А. Суняев и Я. Б. Зелдович и открит от радиоастрономи в посока на много клъстери от галактики под формата на намаляване на радиационната температура в областта на Релей-Джинс на спектъра с 1–3 mK . Сред ефектите, които създават анизотропията на реликтовото излъчване, е първият открит ефектът Суняев-Зелдович. Сравнението на неговата величина с рентгеновата светимост на галактическите клъстери направи възможно независимото определяне на константата на Хъбъл (H = 60 ± 12 km/s/Mpc).
Да се върнем към ерата на рекомбинацията. На възраст по-малка от 300 000 години Вселената беше почти хомогенна плазма, трепереща от звукови или по-скоро от инфразвукови вълни. Изчисленията на космолозите казват, че тези вълни на компресия и разширяване на материята също генерират флуктуации в плътността на излъчване в непрозрачна плазма и следователно сега те трябва да бъдат открити като леко забележима "вълничка" в почти еднородно космическо микровълново фоново излъчване. Следователно днес трябва да дойде на Земята с различни партиис малко по-различен интензитет. AT този случай говорим сине за тривиалната диполна анизотропия, причинена от движението на наблюдателя, а за вариациите на интензитета, действително присъщи на самото излъчване. Тяхната амплитуда трябва да бъде изключително малка: приблизително една стохилядна от самата температура на излъчване, т.е. около 0,00003 К. Те са много трудни за измерване. Първите опити за определяне на големината на тези малки колебания в зависимост от посоката в небето бяха направени веднага след откриването на самото реликтово излъчване през 1965 г. По-късно те не спряха, но откритието се случи едва през 1992 г. с помощта на оборудване, изнесено извън Земята. У нас такива измервания са извършени в експеримента Relikt, но тези малки колебания са по-уверено регистрирани от американския спътник COBE (фиг. 1).
Наскоро бяха проведени и планирани много експерименти за измерване на амплитудата на флуктуациите на космическото микровълново фоново излъчване в различни ъглови скали, от градуси до дъгови секунди. различни физични явления, възникнали в първите моменти от живота на Вселената, би трябвало да оставят своя характерен отпечатък в идващата към нас радиация. Теорията предвижда определена връзка между размерите на студените и горещите точки в интензитета на CMB и тяхната относителна яркост. Зависимостта е много своеобразна: съдържа информация за процесите на раждането на Вселената, за случилото се веднага след раждането, както и за параметрите на днешната Вселена.
Ъгловата разделителна способност на първите наблюдения - в експериментите Relict-2 и COBE - беше много лоша, около 7°, така че информацията за флуктуациите на CMB беше непълна. През следващите години същите наблюдения са извършени както с помощта на наземни радиотелескопи (у нас за тази цел се използва инструментът РАТАН-600 с незапълнена апертура с диаметър 600 m), така и радиотелескопи, които се изкачват балонив горните слоеве на атмосферата.
Фундаментална стъпка в изследването на анизотропията на космическото микровълново фоново излъчване беше експериментът Бумеранг (BOOMERANG), извършен от учени от САЩ, Канада, Италия, Англия и Франция с помощта на безпилотен балон на НАСА (САЩ) с обем 1 милион кубични метра, които от 29 декември 1998 г. до 9 януари 1999 г. направиха кръг на височина 37 км около Южния полюс и след като прелетяха около 10 хиляди км, пуснаха гондолата с инструменти на парашут на 50 км от мястото за изстрелване. Наблюденията са извършени със субмилиметров телескоп с главно огледало с диаметър 1,2 m, в чийто фокус е система от охладени до 0,28 K болометри, които измерват фона в четири честотни канала (90, 150, 240 и 400). GHz) с ъглова разделителна способност от 0,2–0,3 градуса. По време на полета наблюденията обхванаха около 3% от небесната сфера.
Температурните нееднородности на реликтовото излъчване с характерна амплитуда 0,0001 К, регистрирани в експеримента Бумеранг, потвърдиха правилността на „акустичния“ модел и показаха, че четириизмерната пространствено-времева геометрия на Вселената може да се счита за плоска. Получената информация също позволи да се прецени съставът на Вселената: беше потвърдено, че обикновената барионна материя, от която се състоят звездите, планетите и междузвездният газ, съставлява само около 4% от масата; а останалите 96% се съдържат във все още неизвестни форми на материя.
Експериментът Boomerang беше идеално допълнен от подобен експеримент MAXIMA (Millimeter Anisotropy eXperiment IMaging Array), проведен главно от учени в САЩ и Италия. Тяхното оборудване, което летя в стратосферата през август 1998 г. и юни 1999 г., изследва по-малко от 1% от небесната сфера, но с висока ъглова разделителна способност: около 5". Балонът извършва нощни полети над континенталните Съединени щати. Главното огледало на телескопа имаше диаметър 1,3 м. Приемащата част на апарата се състоеше от 16 детектора, покриващи 3 честотни диапазона, вторичните огледала бяха охладени до криогенни температури, а болометрите дори ниска температурабеше възможно да се поддържат до 40 часа, което ограничаваше продължителността на полета.
Експериментът MAXIMA разкри малка "вълничка" в ъгловото разпределение на температурата на CMB. Неговите данни бяха допълнени от наблюдения от наземна обсерватория, използваща интерферометър DASI (интерферометър с ъглова скала), инсталиран от радиоастрономи. Чикагски университет(САЩ) включен Южен полюс. Този 13-елементен криогенен интерферометър, наблюдаван в десет честотни канала в диапазона 26-36 GHz и разкри още по-малки флуктуации в CMB, а зависимостта на тяхната амплитуда от ъгловия размер добре потвърждава теорията за акустичните трептения, наследени от младата Вселена .
Освен измервания на интензитета на реликтовото излъчване от повърхността на Земята са предвидени и космически експерименти. През 2007 г. се планира изстрелването на радиотелескопа Планк (Европейската космическа агенция) в космоса. Ъгловата му разделителна способност ще бъде значително по-висока, а чувствителността му около 30 пъти по-добра, отколкото в експеримента COBE. Затова астрофизиците се надяват, че много факти за началото на съществуването на нашата Вселена ще бъдат изяснени (виж фиг. 1).
Владимир Сурдин
Литература:
Зелдович Я.Б., Новиков И.Д. Устройството и еволюцията на Вселената. М., 1975
Космология: теория и наблюдения. М., 1978
Вайнберг С. Първите три минути. Модерен възглед за произхода на Вселената. М., 1981
Силк Дж. Голям взрив. Раждане и еволюция на Вселената. М., 1982
Суняев Р.А. Микровълново фоново лъчение. – В кн.: Космическа физика: Малка енциклопедия. М., 1986
Долгов А.Д., Зелдович Я.Б., Сажин М.В. Космология на ранната вселена. М., 1988
Новиков И.Д. Еволюция на Вселената. М., 1990
През 2006 г. Джон Матер и Джордж Смут получиха Нобелова награда по физика за откриването на спектъра на черното тяло и анизотропията на космическото микровълново фоново лъчение. Тези резултати са получени от измервания, направени с помощта на сателита COBE, изстрелян от НАСА през 1988 г. Резултатите на J. Mather и J. Smoot потвърждават произхода на Вселената в резултат на Големия взрив. Изключително малката разлика в температурата на космическото фоново лъчение ΔT/T ~ 10 -4 е доказателство за механизма на образуване на галактики и звезди.
|
J. Mather (р. 1946 г.) |
 Дж. Смут (р. 1945 г.) |
Ориз. 52. Спектър на черното тяло на реликтовото лъчение.
Реликтовото лъчение (или космическото микровълново фоново лъчение) е открито през 1965 г. от А. Пензиас и Р. Уилсън. В ранен етап от еволюцията на Вселената материята е била в състояние на плазма. Такава среда е непрозрачна за електромагнитно излъчване - има интензивно разсейване на фотони от електрони и протони. Когато Вселената се охлади до 3000 К, електроните и протоните се обединиха в неутрални водородни атоми и средата стана прозрачна за фотоните. По това време възрастта на Вселената е била 300 000 години, така че CMB предоставя информация за състоянието на Вселената в тази епоха. По това време Вселената е била практически хомогенна. Нееднородностите на Вселената се определят от температурната нееднородност на реликтовото излъчване. Тази нехомогенност е ΔT/T ≈ 10 -4 −10 -5 . Нееднородностите на реликтовото излъчване са свидетели на нееднородностите на Вселената: първите звезди, галактики, купове от галактики. С разширяването на Вселената дължината на вълната на фоновото лъчение се увеличи Δλ/λ = ΔR/R и в момента дължината на вълната на фоновото лъчение е в диапазона на радиовълните, температурата на фоновото лъчение е T = 2,7 K.
Ориз. 53. Анизотропия на реликтовото излъчване. | Повече ▼ тъмен цвятса показани области от спектъра на реликтовото излъчване с по-висока температура.
Дж. Матер: „В началото беше Големият взрив−така че сега говорим с голяма увереност. Сателит COBE, предложен като проект през 1974 г Национална агенцияАдминистрацията по аеронавтика и изследване на космоса (НАСА) и изстреляна през 1989 г. предостави много убедителни доказателства за това: космическото микровълново фоново лъчение (CMBR или CMB) има почти идеален спектър на черното тяло с температура
2,725 ±0,001 K и това излъчване е изотропно (еднакво във всички посоки) с относително стандартно отклонение не повече от 10 на милион при ъглови мащаби от 7° или повече. Това излъчване се тълкува като следа от изключително горещ и плътен ранен етап от еволюцията на Вселената. В такава гореща и плътна фаза, създаването и унищожаването на фотони, както и установяването на равновесие между тях и с всички други форми на материя и енергия, ще се случи много бързо в сравнение с характерния времеви мащаб на разширяването на Вселената. . Такова състояние незабавно би предизвикало излъчване на черно тяло. Разширяващата се вселена трябва да запази природата на черното тяло на този спектър, така че измерването на всяко значително отклонение от идеалния радиационен спектър на черното тяло или би обезсилило цялата идея за Големия взрив, или би показало, че малко енергия е добавена към CMBR след бързия равновесие (например от разпадане на някои първични частици). Фактът, че това лъчение е изотропно до такава висока степен, е ключово доказателство, че идва от Големия взрив.
Ориз. 54. Робърт Уилсън и Арно Пензиас на антената, която е регистрирала реликтово излъчване.
Дж. Смут: „Според теорията за горещата Вселена, реликтовото лъчение е остатъчното лъчение, което се е образувало в най-ранните високотемпературни етапи от еволюцията на Вселената в моменти, близки до началото на разширяването на съвременната Вселена преди 13,7 милиарда години . Самият CMB може да се използва като мощен инструмент за измерване на динамиката и геометрията на Вселената. Реликтовото лъчение е открито от Пензиас и Уилсън в лабораторията. Бела през 1964 г
Те откриха постоянно изотропно излъчване с термодинамична температура от около 3,2 К. По същото време физиците от Принстън (Дик, Пийбълс, Уилкинсън и Рол) разработваха експеримент за измерване на CMB, предсказан от теорията за горещата вселена. Случайното откритие на CMB от Пензиас и Уилсън постави началото на нова ера в космологията, започвайки нейната трансформация от мит и спекулации в пълноценна научна област.
Откриването на температурната анизотропия на космическото фоново лъчение революционизира нашето разбиране за Вселената и нейното съвременни изследванияпродължават революцията в космологията. Конструирането на ъгловия спектър на мощността на температурните колебания на RR с плато, акустични пикове и затихващ високочестотен край доведе до одобрението на стандарта космологичен модел, в която геометрията на пространството е плоска (съответства на критичната плътност), тъмна енергияи тъмната материя доминира и има само малко обикновена материя. Според този успешно валидиран модел, наблюдаваната структура на Вселената е оформена от гравитационна нестабилност, която усилва квантовите флуктуации, генерирани в много ранна инфлационна епоха. Настоящите и бъдещите наблюдения ще тестват този модел и ще определят ключови космологични параметри с изключителна прецизност и значимост.
Космическо електромагнитно лъчение, което идва към Земята от всички страни на небето с приблизително еднакъв интензитет и има спектър, характерен за лъчение на черно тяло при температура около 3 K (3 градуса по абсолютната скала на Келвин, което съответства на -270 ° C ). При тази температура основната част от радиацията пада върху радиовълните от сантиметровия и милиметровия диапазон. Енергийната плътност на реликтовото лъчение е 0,25 eV/cm 3 .
Експерименталните радиоастрономи предпочитат да наричат това лъчение „космически микровълнов фон“ (CMB). Теоретичните астрофизици често го наричат „реликтово лъчение“ (терминът е предложен от руския астрофизик И. С. Шкловски), тъй като в рамките на общоприетата днес теория за горещата Вселена, това лъчение е възникнало на ранен етап от разширяването на нашето пространство. свят, когато субстанцията му е била практически хомогенна и много гореща. Понякога в научната и популярната литература можете да намерите и термина "тристепенна космическа радиация". По-нататък ще наричаме това лъчение „реликва“.
Откриването през 1965 г. на реликтовото лъчение е от голямо значение за космологията; тя се превръща в едно от най-важните постижения на естествознанието през 20 век. и далеч най-важното за космологията след откриването на червеното отместване в спектрите на галактиките. Слабото реликтово излъчване ни носи информация за първите моменти от съществуването на нашата Вселена, за онази далечна епоха, когато цялата Вселена е била гореща и в нея все още не е имало нито планети, нито звезди, нито галактики. Подробните измервания на тази радиация, извършени през последните години с помощта на наземни, стратосферни и космически обсерватории, повдигат завесата над мистерията на самото раждане на Вселената.
теория за горещата вселена.През 1929 г. американският астроном Едуин Хъбъл (1889-1953) открива, че повечето галактики се отдалечават от нас и толкова по-бързо, колкото по-далеч е галактиката (закон на Хъбъл). Това се тълкува като общо разширяване на Вселената, започнало преди около 15 милиарда години. Възникна въпросът как е изглеждала Вселената в далечното минало, когато галактиките току-що са започнали да се отдалечават една от друга и дори по-рано. Въпреки че математическият апарат, базиран на общата теория на относителността на Айнщайн и описващ динамиката на Вселената, е създаден още през 20-те години на миналия век от Вилем де Ситер (1872-1934), Александър Фридман (1888-1925) и Жорж Леметр (1894-1966), за физическото не се знаеше нищо за състоянието на Вселената в ранната епоха на нейната еволюция. Дори не е имало сигурност, че е имало определен момент в историята на Вселената, който може да се счита за „началото на разширяването“.
Развитието на ядрената физика през 40-те години на миналия век позволява разработването на теоретични модели за еволюцията на Вселената в миналото, когато нейната материя е трябвало да бъде компресирана до висока плътност, при която са възможни ядрени реакции. Тези модели, на първо място, трябваше да обяснят състава на материята на Вселената, която по това време вече беше доста надеждно измерена от наблюдения на спектрите на звездите: средно те се състоят от 2/3 от водород и 1/3 от хелия, а всички останали химични елементи взети заедно съставляват не повече от 2%. Познаването на свойствата на вътрешноядрените частици - протони и неутрони - позволи да се изчислят варианти за началото на разширяването на Вселената, различаващи се в първоначалното съдържание на тези частици и температурата на веществото и излъчването, което е в термодинамично равновесие с него. Всеки от вариантите даде свой собствен състав на първоначалното вещество на Вселената.
Ако пропуснем подробностите, тогава има две принципно различни възможности за условията, при които е протекло началото на разширяването на Вселената: нейната субстанция може да бъде студена или гореща. Последствията от ядрените реакции са фундаментално различни една от друга. Въпреки че идеята за възможността за горещо минало на Вселената е изразена в ранните му творби от Льометр, исторически възможността за студено начало е разгледана за първи път през 30-те години на миналия век.
В първите предположения се смяташе, че цялата материя на Вселената първоначално е съществувала под формата на студени неутрони. По-късно се оказа, че подобно предположение противоречи на наблюденията. Факт е, че неутрон в свободно състояние се разпада средно 15 минути след възникването си, превръщайки се в протон, електрон и антинеутрино. В една разширяваща се вселена, получените протони ще започнат да се комбинират с останалите неутрони, образувайки ядрата на атомите на деутерия. Освен това верига от ядрени реакции ще доведе до образуването на ядра от хелиеви атоми. По-сложни атомни ядра, както показват изчисленията, практически не възникват в този случай. В резултат цялата материя ще се превърне в хелий. Такова заключение е в рязко противоречие с наблюденията на звезди и междузвездна материя. Разпространението на химичните елементи в природата отхвърля хипотезата за началото на разширяването на материята под формата на студени неутрони.
През 1946 г. в САЩ "гореща" версия на началните етапи на разширението на Вселената е предложена от физика от руски произход Георги Гъмов (1904-1968). През 1948 г. е публикувана работата на неговите сътрудници Ралф Алфер и Робърт Херман, които разглеждат ядрени реакции в гореща материя в началото на космологичното разширение, за да се получи наблюдаваното в момента съотношение между броя на различните химични елементи и техните изотопи. В онези години желанието да се обясни произходът на всички химични елементи чрез техния синтез в първите моменти от еволюцията на материята беше естествено. Факт е, че по това време те погрешно са оценили времето, изминало от началото на разширяването на Вселената, само на 2-4 милиарда години. Това се дължи на надценената стойност на константата на Хъбъл, последвана през онези години от астрономически наблюдения.
Сравнявайки възрастта на Вселената от 2-4 милиарда години с предполагаемата възраст на Земята - около 4 милиарда години - беше необходимо да се приеме, че Земята, Слънцето и звездите са формирани от първична материя с готов химичен състав . Смяташе се, че този състав не се е променил по никакъв съществен начин, тъй като синтезът на елементи в звездите е бавен процес и не е имало време за осъществяването му преди формирането на Земята и други тела.
Последвалата ревизия на скалата на извънгалактическите разстояния доведе и до ревизия на възрастта на Вселената. Теорията за еволюцията на звездите успешно обяснява произхода на всички тежки елементи (по-тежки от хелия) чрез техния нуклеосинтез в звездите. Нямаше нужда да се обяснява произходът на всички елементи, включително тежките, на ранен етап от разширяването на Вселената. Същността на хипотезата за горещата вселена обаче се оказа вярна.
От друга страна, изобилието на хелий в звездите и междузвездния газ е около 30% от масата. Това е много повече, отколкото може да се обясни с ядрените реакции в звездите. Това означава, че хелият, за разлика от тежките елементи, трябва да се синтезира в началото на разширяването на Вселената, но при това - в ограничено количество.
Основната идея на теорията на Гамов е именно, че високата температура на материята предотвратява превръщането на цялата материя в хелий. В момента 0,1 секунди след началото на разширяването температурата е била около 30 милиарда K. В такова горещо вещество има много фотони с висока енергия. Плътността и енергията на фотоните са толкова високи, че светлината взаимодейства със светлината, което води до създаването на двойки електрон-позитрон. Анихилацията на двойки може от своя страна да доведе до производството на фотони, както и до производството на двойки неутрино и антинеутрино. В този "кипящ котел" е обикновена материя. При много високи температури не могат да съществуват сложни атомни ядра. Те ще бъдат незабавно разбити от околните енергийни частици. Следователно тежките частици материя съществуват под формата на неутрони и протони. Взаимодействията с енергийни частици карат неутроните и протоните бързо да се превръщат един в друг. Реакциите на комбиниране на неутрони с протони обаче не протичат, тъй като полученото деутериево ядро веднага се разпада от частици с висока енергия. И така, поради високата температура в самото начало, веригата, водеща до образуването на хелий, се прекъсва.
Едва когато разширяването на Вселената се охлади под един милиард келвина, част от получения деутерий вече се съхранява и води до сливането на хелий. Изчисленията показват, че температурата и плътността на материята могат да се регулират така, че към този момент частта от неутрони в материята да е около 15% от масата. Тези неутрони се комбинират със същия брой протони, за да образуват около 30% хелий. Останалите тежки частици останаха под формата на протони - ядрата на водородните атоми. Ядрените реакции приключват след първите пет минути след началото на разширяването на Вселената. В бъдеще, когато Вселената се разширява, температурата на нейната материя и излъчване намалява. От трудовете на Гамов, Алфер и Херман през 1948 г. следва: ако теорията за горещата Вселена предвижда появата на 30% хелий и 70% водород като основни химически елементи на природата, тогава съвременната Вселена трябва неизбежно да бъде изпълнена с остатък („реликва“) от примитивно горещо лъчение и текущата температура на това фоново лъчение трябва да бъде около 5 K.
Анализът на различните варианти на началото на космологичното разширение обаче не приключи с хипотезата на Гамов. В началото на 60-те години Я. Б. Зелдович направи гениален опит за връщане към студената версия, който предположи, че първоначалната студена материя се състои от протони, електрони и неутрино. Както показа Зелдович, такава смес се превръща в чист водород при разширяване. Според тази хипотеза хелият и други химически елементи са били синтезирани по-късно, когато са се образували звездите. Имайте предвид, че по това време астрономите вече знаеха, че Вселената е няколко пъти по-стара от Земята и повечето звезди около нас, а данните за изобилието на хелий в предзвездната материя все още бяха много несигурни през онези години.
Изглежда, че търсенето на космическо микровълново фоново лъчение може да се превърне в решаващ тест за избор между студен и горещ модел на Вселената. Но по някаква причина, в продължение на много години след предсказанието на Гамов и колегите му, никой съзнателно не се опита да открие това лъчение. Открит е съвсем случайно през 1965 г. от радиофизиците от американската компания "Бел" Р. Уилсън и А. Пензиас, удостоени с Нобелова награда през 1978 г.
По пътя към откриването на реликтовото лъчение.В средата на 60-те години астрофизиците продължават да изучават теоретично горещия модел на Вселената. Изчисляването на очакваните характеристики на CMB е извършено през 1964 г. от А. Г. Дорошкевич и И. Д. Новиков в СССР и независимо от Ф. Хойл и Р. Дж. Тейлър във Великобритания. Но тези произведения, подобно на по-ранната работа на Гамов и колегите му, не привлякоха внимание. Но те вече убедително показаха, че може да се наблюдава реликтово излъчване. Въпреки изключителната слабост на това лъчение в нашата ера, то за щастие се намира в тази област на електромагнитния спектър, където всички други космически източници като цяло излъчват още по-слабо. Следователно целенасоченото търсене на космическия микровълнов фон трябваше да доведе до откриването му, но радиоастрономите не знаеха за това.
Ето какво каза А. Пензиас в своята Нобелова лекция: „Първото публикувано признаване на CMB като откриваем феномен в радиообхвата се появи през пролетта на 1964 г. в кратка статия на А. Г. Дорошкевич и И. Д. Новиков, озаглавена „ Средна радиационна плътност в Метагалактиката и някои въпроси на релативистката космология. Въпреки че през същата година, но малко по-късно, в известното списание Sovetskaya Fizika - Doklady се появи английски превод, статията очевидно не привлече вниманието на други специалисти в тази област. Тази отлична статия не само извежда спектъра на CMB като феномен на черна телесна вълна, но също така ясно се фокусира върху 20-футовия рогов рефлектор на Bell Labs в Crawford Hill като най-подходящия инструмент за откриването му! (цитирано от: Шаров А.С., Новиков И.Д. Човекът, който откри експлозията на Вселената: животът и работата на Едуин ХъбълМ., 1989).
За съжаление тази статия остана незабелязана нито от теоретици, нито от наблюдатели; не стимулира търсенето на космическо микровълново фоново лъчение. Историците на науката все още се чудят защо в продължение на много години никой не се опитва съзнателно да търси радиация от горещата Вселена. Любопитно е, че покрай това откритие - едно от най-големите до 20 век. - учените минаха няколко пъти, без да го забележат.
Например, реликтовото лъчение може да бъде открито още през 1941 г. Тогава канадският астроном Е. Маккелар анализира абсорбционните линии, причинени в спектъра на звездата Зета Змиеносец от междузвездни молекули цианид. Той стигна до заключението, че тези линии във видимата област на спектъра могат да се появят само когато светлината се абсорбира от въртящи се цианови молекули и тяхното въртене трябва да бъде възбудено от радиация с температура около 2,3 К. Разбира се, никой не би могъл тогава смяташе, че възбуждането на ротационните нива на тези молекули, причинено от реликтово излъчване. Едва след откриването му през 1965 г. бяха публикувани трудовете на И. С. Шкловски, Дж. Фийлд и други, в които беше показано, че възбуждането на въртенето на междузвездни цианови молекули, чиито линии ясно се наблюдават в спектрите на много звезди, се причинява именно от реликтово излъчване.
Още по-драматична история се разиграва в средата на 50-те години. Тогава младият учен Т. А. Шмаонов, под ръководството на известните съветски радиоастрономи С. Е. Хайкин и Н. Л. Кайдановски, измерва радиоизлъчване от космоса при дължина на вълната 32 см. Тези измервания са направени с помощта на рупорна антена, подобна на използваната много години по-късно от Пензиас и Уилсън. Шманов внимателно проучи възможните смущения. Разбира се, по това време той не е имал на разположение толкова чувствителни приемници, каквито по-късно са имали американците. Резултатите от измерванията на Shmaonov са публикувани през 1957 г. в неговата докторска дисертация и в списанието Devices and Experimental Technique. Изводът от тези измервания беше следният: „Оказа се, че абсолютната стойност на ефективната температура на фоновото радиоизлъчване ... е равна на 4 ± 3 К.“ Шмаонов отбелязва независимостта на интензитета на излъчване от посоката в небето и от времето. Въпреки че грешките в измерването бяха големи и не е необходимо да се говори за достоверност на фигурата 4, сега ни е ясно, че Шмаонов измерва именно космическото микровълново фоново излъчване. За съжаление, нито той, нито други радиоастрономи не знаеха нищо за възможността за съществуване на космическо микровълново фоново лъчение и не придадоха нужното значение на тези измервания.
Най-накрая, около 1964 г., известният експериментален физик от Принстън (САЩ) Робърт Дике съзнателно подходи към този проблем. Въпреки че разсъжденията му се основават на теорията за "осцилираща" вселена, която многократно се разширява и свива, Дике ясно разбира необходимостта от търсене на CMB. По негова инициатива в началото на 1965 г. младият теоретик F. J. E. Peebles извършва необходимите изчисления, а P. G. Roll и D. T. Wilkinson започват да изграждат малка нискошумна антена на покрива на лабораторията Palmer Physics в Принстън. За търсене на фонова радиация не е необходимо да се използват големи радиотелескопи, тъй като радиацията идва от всички посоки. Нищо не се печели от факта, че голяма антена фокусира лъча върху по-малка част от небето. Но групата на Дике нямаше време да направи планираното откритие: когато оборудването им беше вече готово, те трябваше само да потвърдят откритието, случайно направено от други предишния ден.
Въпреки използването на съвременни устройства и най-новите методиизследване на Вселената, въпросът за нейния външен вид все още е открит. Това не е изненадващо, като се има предвид възрастта му: според последните данни тя е от 14 до 15 милиарда години. Очевидно е, че оттогава има много малко доказателства за някогашните грандиозни процеси от универсален мащаб. Следователно никой не смее да твърди нищо, ограничавайки се до хипотези. Един от тях обаче наскоро получи много важен аргумент - реликтово излъчване.
През 1964 г. двама служители на известна лаборатория, които извършват радиомониторинг на спътника Echo, имайки достъп до подходящо свръхчувствително оборудване, решават да тестват някои от теориите си относно собственото радиоизлъчване на някои космически обекти.
За да се премахнат възможните смущения от наземни източници, беше решено да се използва 7,35 см. Въпреки това, след включване и настройка на антената, беше записано странно явление: определен шум, постоянен компонент на фона, беше записан в цялата Вселена. Това не зависеше от позицията на Земята спрямо други планети, което незабавно елиминира предположението за тези радиосмущения или времето на деня. Нито Р. Уилсън, нито А. Пензиас дори предполагаха, че са открили космическото микровълново фоново лъчение.
Тъй като никой от тях не очакваше това, приписвайки „фона“ на характеристиките на оборудването (достатъчно е да припомним, че използваната микровълнова антена беше най-чувствителната по това време), измина почти цяла година, преди да стане очевидно, че регистрираният шум е част от самата Вселена. Интензитетът на уловения радиосигнал се оказва почти идентичен с интензитета на радиация при температура от 3 Келвина (1 Келвин е равен на -273 градуса по Целзий). За сравнение: нула според Келвин съответства на температурата на обект от неподвижни атоми. е в диапазона от 500 MHz до 500 GHz.
По това време двама теоретици от Принстънския университет- Р. Дике и Д. Пибълс, въз основа на нови модели на развитието на Вселената, математически изчислиха, че такова излъчване трябва да съществува и да прониква в цялото пространство. Излишно е да казвам, че Пензиас, който случайно разбра за лекции по тази тема, се свърза с университета и съобщи, че космическият микровълнов фон е регистриран.
Въз основа на теорията голям взрив, цялата материя и е възникнала в резултат на колосална експлозия. През първите 300 хиляди години след това космосът е комбинация от елементарни частици и радиация. Впоследствие, поради разширяването, температурите започнаха да падат, което направи възможно появата на атоми. Регистрираното реликтово излъчване е ехо от онези далечни времена. Докато вселената имаше граници, плътността на частиците беше толкова висока, че радиацията беше „свързана“, тъй като масата на частиците отразяваше всякакъв вид вълна, предотвратявайки разпространението им. И едва след началото на образуването на атомите, пространството става "прозрачно" за вълните. Смята се, че по този начин се е появило реликтовото излъчване. AT този моментвсеки кубичен сантиметър пространство съдържа около 500 първоначални кванта, въпреки че тяхната енергия е намаляла почти 100 пъти.
Реликтовото излъчване в различните части на Вселената има различни температури. Това се дължи на местоположението на първичната материя в разширяващата се Вселена. Там, където плътността на бъдещите атоми на материята беше по-висока, делът на радиацията, а оттам и нейната температура, беше намален. Именно в тези посоки впоследствие са се образували големи обекти (галактики и техните купове).
Изследването на реликтовото лъчение повдига булото на несигурността върху много процеси, протичащи в началото на времето.
