Հայտնաբերվել է մասունքային ճառագայթումը։ Ինչ է մասունքային ճառագայթումը: Ի՞նչ է մեզ տալիս մասունքային ճառագայթման ուսումնասիրությունը:

Ռելիկտային ճառագայթում

Էքստրագալակտիկական միկրոալիքային ֆոնային ճառագայթումը տեղի է ունենում 500 ՄՀց-ից մինչև 500 ԳՀց հաճախականության միջակայքում, որը համապատասխանում է 60 սմ-ից մինչև 0,6 մմ ալիքի երկարություններին: Այս ֆոնային ճառագայթումը տեղեկատվություն է կրում Տիեզերքում տեղի ունեցած գործընթացների մասին, որոնք տեղի են ունեցել նախքան գալակտիկաների, քվազարների և այլ օբյեկտների ձևավորումը: Այս ճառագայթումը, որը կոչվում է մասունք, հայտնաբերվել է 1965 թվականին, թեև այն կանխատեսվել է դեռ 40-ականներին Գեորգի Գամովի կողմից և աստղագետների կողմից տասնամյակներ շարունակ ուսումնասիրվել:

Ընդարձակվող Տիեզերքում նյութի միջին խտությունը կախված է ժամանակից. նախկինում այն ​​ավելի բարձր էր: Սակայն ընդարձակման ընթացքում փոխվում է ոչ միայն խտությունը, այլ նաև նյութի ջերմային էներգիան, ինչը նշանակում է, որ ընդլայնման վաղ փուլում Տիեզերքը ոչ միայն խիտ է եղել, այլև տաք։ Որպես հետևանք, մեր ժամանակներում պետք է դիտարկել մնացորդային ճառագայթում, որի սպեկտրը նույնն է, ինչ բացարձակ պինդ մարմնի սպեկտրը, և այդ ճառագայթումը պետք է լինի խիստ իզոտրոպ։ 1964 թվականին Ա.Ա.Պենզիասը և Ռ.Վիլսոնը զգայուն ռադիոալեհավաքը փորձարկելիս հայտնաբերեցին ֆոնային շատ թույլ միկրոալիքային ճառագայթում, որից ոչ մի կերպ չէին կարողանում ազատվել։ Նրա ջերմաստիճանը պարզվել է, որ հավասար է 2,73 Կ-ի, որը մոտ է կանխատեսված արժեքին։ Իզոտրոպիայի ուսումնասիրության փորձերից պարզվել է, որ միկրոալիքային ֆոնային ճառագայթման աղբյուրը չի կարող տեղակայվել Գալակտիկայի ներսում, այդ ժամանակից ի վեր պետք է դիտարկել ճառագայթման կենտրոնացումը դեպի Գալակտիկայի կենտրոն։ Ճառագայթման աղբյուրը չի կարող գտնվել Արեգակնային համակարգի ներսում, քանի որ կնկատվի ճառագայթման ինտենսիվության ցերեկային փոփոխություն: Հետևաբար, եզրակացություն արվեց, որ այս ֆոնային ճառագայթումն իր բնույթով արտագալակտիկական է: Այսպիսով, տաք Տիեզերքի վարկածը դիտողական հիմք ստացավ։

Ռելիկտային ճառագայթման բնույթը հասկանալու համար անհրաժեշտ է դիմել Տիեզերքի ընդարձակման վաղ փուլերում տեղի ունեցած գործընթացներին։ Եկեք դիտարկենք, թե ինչպես են փոխվել Տիեզերքի ֆիզիկական պայմանները ընդարձակման ընթացքում:

Այժմ տարածության յուրաքանչյուր խորանարդ սանտիմետրը պարունակում է մոտ 500 ռելիկտային ֆոտոն, և այս ծավալում շատ ավելի քիչ նյութ կա: Քանի որ ընդլայնման գործընթացում ֆոտոնների քանակի և բարիոնների թվի հարաբերակցությունը պահպանվում է, բայց Տիեզերքի ընդլայնման ժամանակ ֆոտոնների էներգիան ժամանակի ընթացքում նվազում է կարմիր տեղաշարժի պատճառով, կարող ենք եզրակացնել, որ երբեմն անցյալում, ճառագայթման էներգիայի խտությունը ավելի մեծ էր, քան նյութի մասնիկների էներգիայի խտությունը: Այս ժամանակը կոչվում է Տիեզերքի էվոլյուցիայի ճառագայթման փուլ: Ճառագայթման փուլը բնութագրվում էր նյութի և ճառագայթման ջերմաստիճանի հավասարությամբ։ Այդ օրերին ճառագայթումը լիովին որոշում էր Տիեզերքի ընդարձակման բնույթը: Տիեզերքի ընդարձակման սկզբից մոտավորապես մեկ միլիոն տարի անց ջերմաստիճանը իջավ մի քանի հազար աստիճանի, իսկ էլեկտրոնները, որոնք նախկինում ազատ մասնիկներ էին, վերամիավորվեցին պրոտոնների և հելիումի միջուկների հետ, այսինքն. ատոմների առաջացումը. Տիեզերքը դարձել է թափանցիկ ճառագայթման համար, և հենց այս ճառագայթումն է, որ մենք այժմ գրավում և անվանում ենք ռելիկտ: Ճիշտ է, այդ ժամանակվանից Տիեզերքի ընդլայնման պատճառով ֆոտոններն իրենց էներգիան կրճատել են մոտ 100 անգամ։ Պատկերավոր ասած՝ CMB քվանտան «գրավել» է ռեկոմբինացիայի դարաշրջանը և կրում է ուղիղ տեղեկատվություն հեռավոր անցյալի մասին։

Վերամիավորումից հետո նյութն առաջին անգամ սկսեց զարգանալ ինքնուրույն, անկախ ճառագայթումից, և նրանում սկսեցին հայտնվել կնիքներ՝ ապագա գալակտիկաների սաղմերը և դրանց կլաստերները: Այդ իսկ պատճառով գիտնականների համար այդքան կարևոր է փորձեր կատարել ռելիկտային ճառագայթման հատկությունների ուսումնասիրության վրա՝ նրա սպեկտրը և տարածական տատանումները: Նրանց ջանքերն ապարդյուն չէին. 90-ականների սկզբին։ Ռուսական «Ռելիքտ-2» տիեզերական փորձը և ամերիկյան «Կոբին» հայտնաբերել են հարևան երկնքի շրջանների մասունքային ճառագայթման ջերմաստիճանի տարբերություններ, և միջին ջերմաստիճանից շեղումը կազմում է ընդամենը մոտ հազարերորդական տոկոսը։ Ջերմաստիճանի այս տատանումները պարունակում են տեղեկատվություն ռեկոմբինացիայի դարաշրջանում նյութի խտության միջին արժեքից շեղման մասին։ Վերամիավորումից հետո Տիեզերքում նյութը բաշխվել է գրեթե հավասարաչափ, և որտեղ խտությունը միջինից մի փոքր բարձր է եղել, ձգողությունը ավելի ուժեղ է եղել: Հենց խտության տատանումները հետագայում հանգեցրին Տիեզերքում նկատվող լայնածավալ կառույցների, գալակտիկաների կլաստերների և առանձին գալակտիկաների ձևավորմանը: Ժամանակակից հայեցակարգերի համաձայն՝ առաջին գալակտիկաները պետք է ձևավորվեին մի դարաշրջանում, որը համապատասխանում էր կարմիր տեղաշարժերին 4-ից 8-ը։

Հնարավորություն կա՞ ավելի հեռուն նայելու այն դարաշրջանին, որը նախորդում էր վերահամակցմանը: Մինչև վերահամակցման պահը էլեկտրամագնիսական ճառագայթման ճնշումն էր, որ հիմնականում ստեղծեց գրավիտացիոն դաշտը, որը դանդաղեցրեց Տիեզերքի ընդլայնումը։ Այս փուլում ջերմաստիճանը տարբերվում էր ընդարձակման սկզբից անցած ժամանակի քառակուսի արմատին հակառակ համամասնությամբ: Եկեք հաջորդաբար դիտարկենք վաղ Տիեզերքի ընդլայնման տարբեր փուլերը:

Մոտ 1013 Կելվին ջերմաստիճանում Տիեզերքում ծնվել և ոչնչացվել են տարբեր մասնիկների և հակամասնիկների զույգեր՝ պրոտոններ, նեյտրոններ, մեզոններ, էլեկտրոններ, նեյտրինոներ և այլն։ Երբ ջերմաստիճանը իջավ մինչև 5 * 1012 Կ, գրեթե բոլոր պրոտոններն ու նեյտրոնները ոչնչացվեցին։ , վերածվելով ճառագայթային քվանտաների; կային միայն այնպիսիք, որոնց համար «բավարար չէին» հակամասնիկները։ Հենց այս «ավելորդ» պրոտոններից և նեյտրոններից է հիմնականում կազմված ժամանակակից դիտելի Տիեզերքի նյութը:

T = 2 * 1010 K-ում բոլորովին թափանցող նեյտրինոները դադարել են փոխազդել նյութի հետ. այդ պահից պետք է լիներ «մասունք նեյտրինո ֆոն», որը կարող է հայտնաբերվել նեյտրինոյի հետագա փորձերի ընթացքում:

Այն ամենը, ինչ արդեն ասվել է, տեղի է ունեցել Տիեզերքի ընդարձակման սկզբից առաջին վայրկյանին գերբարձր ջերմաստիճանի պայմաններում: Տիեզերքի «ծննդյան» պահից մի քանի վայրկյան անց սկսվեց առաջնային նուկլեոսինթեզի դարաշրջանը, երբ ձևավորվեցին դեյտերիումի, հելիումի, լիթիումի և բերիլիումի միջուկները։ Այն տևեց մոտ երեք րոպե, և դրա հիմնական արդյունքը հելիումի միջուկների առաջացումն էր (Տիեզերքի ողջ նյութի զանգվածի 25%-ը): Մնացած տարրերը, որոնք ավելի ծանր են, քան հելիումը, կազմում էին նյութի չնչին մասը՝ մոտ 0,01%:

Նուկլեոսինթեզի դարաշրջանից հետո և մինչև ռեկոմբինացիայի դարաշրջանը (մոտ 106 տարի) տիեզերքը հանգիստ ընդլայնվում և սառչում էր, իսկ հետո՝ սկզբից հարյուրավոր միլիոնավոր տարիներ անց, հայտնվեցին առաջին գալակտիկաներն ու աստղերը:

Վերջին տասնամյակների ընթացքում տիեզերագիտության և տարրական մասնիկների ֆիզիկայի զարգացումը տեսականորեն հնարավորություն է տվել դիտարկել Տիեզերքի ընդարձակման հենց սկզբնական, «գերխիտ» շրջանը։ Պարզվում է, որ ընդլայնման հենց սկզբում, երբ ջերմաստիճանը աներևակայելի բարձր էր (ավելի քան 1028 Կ), Տիեզերքը կարող էր լինել հատուկ վիճակում, որում այն ​​ընդլայնվում էր արագացումով, և մեկ միավոր ծավալի էներգիան մնում էր հաստատուն։ Ընդլայնման այս փուլը կոչվում էր գնաճային։ Նյութի նման վիճակը հնարավոր է մեկ պայմանով՝ բացասական ճնշման։ Գերարագ գնաճային էքսպանսիայի փուլն ընդգրկեց մի փոքր ժամանակահատված. այն ավարտվեց մոտ 10–36 վրկ-ով։ Ենթադրվում է, որ նյութի տարրական մասնիկների իրական «ծնունդն» այն ձևով, որով մենք հիմա գիտենք, տեղի է ունեցել գնաճային փուլի ավարտից անմիջապես հետո և առաջացել է հիպոթետիկ դաշտի քայքայմամբ։ Դրանից հետո Տիեզերքի ընդարձակումը շարունակվել է իներցիայով։

Ինֆլյացիոն Տիեզերքի վարկածը պատասխանում է տիեզերագիտության մի շարք կարևոր հարցերի, որոնք մինչև վերջերս համարվում էին անբացատրելի պարադոքսներ, մասնավորապես՝ Տիեզերքի ընդլայնման պատճառի մասին հարցին։ Եթե ​​իր պատմության ընթացքում Տիեզերքն իսկապես անցել է մի դարաշրջան, երբ եղել է մեծ բացասական ճնշում, ապա գրավիտացիան անխուսափելիորեն պետք է առաջացնի ոչ թե ձգողականություն, այլ նյութական մասնիկների փոխադարձ վանում։ Իսկ դա նշանակում է, որ Տիեզերքը սկսեց ընդլայնվել արագ, պայթյունավտանգ։ Իհարկե, գնաճային Տիեզերքի մոդելը պարզապես վարկած է. նույնիսկ նրա դիրքերի անուղղակի ստուգումը պահանջում է սարքեր, որոնք պարզապես դեռ չեն ստեղծվել: Այնուամենայնիվ, Տիեզերքի արագացված ընդլայնման գաղափարը նրա էվոլյուցիայի ամենավաղ փուլում ամուր հաստատվել է ժամանակակից տիեզերագիտության մեջ:

Խոսելով վաղ Տիեզերքի մասին՝ մենք անսպասելիորեն ամենամեծ տիեզերական մասշտաբներից տեղափոխվում ենք միկրոաշխարհի տարածք, որը նկարագրված է քվանտային մեխանիկայի օրենքներով։ Տարրական մասնիկների և գերբարձր էներգիաների ֆիզիկան տիեզերագիտության մեջ սերտորեն միահյուսված է հսկա աստղագիտական ​​համակարգերի ֆիզիկայի հետ։ Այստեղ ամենամեծն ու ամենափոքրը միաձուլվում են միմյանց հետ։ Սա է մեր աշխարհի զարմանահրաշ գեղեցկությունը՝ լի անսպասելի փոխկապակցումներով և խորը միասնությամբ:

Երկրի վրա կյանքի դրսևորումները չափազանց բազմազան են. Երկրի վրա կյանքը ներկայացված է միջուկային և նախամիջուկային, միայնակ և բազմաբջիջ արարածներով. բազմաբջիջ օրգանիզմներն իրենց հերթին ներկայացված են սնկերով, բույսերով և կենդանիներով։ Այս թագավորություններից որևէ մեկը միավորում է տարբեր տեսակներ, դասեր, կարգեր, ընտանիքներ, սեռեր, տեսակներ, պոպուլյացիաներ և անհատներ:

Կենդանի էակների անվերջ թվացող բազմազանության մեջ կարելի է առանձնացնել կենդանի էակների կազմակերպման մի քանի տարբեր մակարդակներ՝ մոլեկուլային, բջջային, հյուսվածքային, օրգան, օնտոգենետիկ, պոպուլյացիա, տեսակներ, բիոգեոցենոտիկ, կենսոլորտ: Թվարկված մակարդակները ընդգծված են ուսումնասիրության հեշտության համար: Եթե ​​մենք փորձենք բացահայտել հիմնական մակարդակները՝ արտացոլելով ոչ այնքան ուսումնասիրության մակարդակները, որքան Երկրի վրա կյանքի կազմակերպման մակարդակները, ապա նման ընտրության հիմնական չափանիշները պետք է ճանաչվեն որպես հատուկ տարրական, դիսկրետ կառուցվածքների և տարրական երևույթների առկայություն։ . Այս մոտեցմամբ անհրաժեշտ և բավարար է ստացվում առանձնացնել մոլեկուլային-գենետիկական, օնտոգենետիկ, պոպուլյացիայի հատուկ և բիոգեոցենոտիկ մակարդակները (Ն.Վ. Տիմոֆեև-Ռեսովսկի և այլք):

Մոլեկուլային գենետիկ մակարդակ. Այս մակարդակն ուսումնասիրելիս, ըստ երևույթին, ամենամեծ պարզությունը ձեռք է բերվել հիմնական հասկացությունների սահմանման, ինչպես նաև տարրական կառույցների և երևույթների նույնականացման մեջ: Ժառանգականության քրոմոսոմային տեսության զարգացումը, մուտացիայի գործընթացի վերլուծությունը, քրոմոսոմների, ֆագերի և վիրուսների կառուցվածքի ուսումնասիրությունը բացահայտեցին տարրական գենետիկական կառուցվածքների և հարակից երևույթների կազմակերպման հիմնական առանձնահատկությունները: Հայտնի է, որ այս մակարդակի հիմնական կառույցները (ժառանգական տեղեկատվության կոդերը, որոնք փոխանցվում են սերնդից սերունդ) ԴՆԹ-ն է՝ երկարությամբ տարբերակված կոդի տարրերի` ազոտային հիմքերի եռյակներ, որոնք կազմում են գեներ:

Կյանքի կազմակերպման այս մակարդակի գեները ներկայացնում են տարրական միավորներ: Գենների հետ կապված հիմնական տարրական երևույթները կարելի է համարել դրանց տեղական կառուցվածքային փոփոխությունները (մուտացիաները) և դրանցում պահվող տեղեկատվության փոխանցումը ներբջջային կառավարման համակարգեր։

Հարաբերական կրկնօրինակումը տեղի է ունենում մատրիցային սկզբունքի համաձայն՝ կոտրելով ԴՆԹ-ի կրկնակի պարույրի ջրածնային կապերը՝ ԴՆԹ պոլիմերազային ֆերմենտի մասնակցությամբ։ Այնուհետև շղթաներից յուրաքանչյուրն իր համար կառուցում է համապատասխան շղթա, որից հետո նոր շղթաները փոխլրացնող են միմյանց, Կոմպլեմենտար շղթաների պիրիմիդինային և պուրինային հիմքերը միմյանց հետ կապված են ջրածնային կապերով ԴՆԹ պոլիմերազի միջոցով: Այս գործընթացը շատ արագ է։ Այսպիսով, E. coli (Escherichia coli) ԴՆԹ-ի ինքնահավաքումը, որը բաղկացած է մոտ 40 հազար բազային զույգերից, տեւում է ընդամենը 100 վ: Գենետիկական տեղեկատվությունը միջուկից mRNA մոլեկուլների միջոցով տեղափոխվում է ցիտոպլազմա դեպի ռիբոսոմներ և այնտեղ մասնակցում է սպիտակուցի սինթեզին։ Հազարավոր ամինաթթուներ պարունակող սպիտակուցը կենդանի բջիջում սինթեզվում է 5–6 րոպեում, իսկ բակտերիաներում՝ ավելի արագ։

Հիմնական կառավարման համակարգերը, ինչպես փոխակերպվող կրկնօրինակման, այնպես էլ տեղեկատվության ներբջջային փոխանցման դեպքում, օգտագործում են «մատրիցային սկզբունքը», այսինքն. մատրիցներ են, որոնց կողքին կառուցված են համապատասխան հատուկ մակրոմոլեկուլները։ Ներկայումս հաջողությամբ վերծանվում է նուկլեինաթթուների կառուցվածքում ներդրված ծածկագիրը, որը ծառայում է որպես մատրիցա բջիջներում հատուկ սպիտակուցային կառուցվածքների սինթեզի համար։ Մատրիցային պատճենման հիման վրա կրկնօրինակումը պահպանում է ոչ միայն գենետիկական նորմը, այլև դրանից շեղումները, այսինքն. մուտացիաներ (էվոլյուցիոն գործընթացի հիմքը): Մոլեկուլային գենետիկական մակարդակի բավարար ճշգրիտ իմացությունը անհրաժեշտ նախապայման է կյանքի կազմակերպման բոլոր այլ մակարդակներում տեղի ունեցող կյանքի երևույթների հստակ ընկալման համար:

Հոդվածի բովանդակությունը

ՌԵԼԻԿՏԱՅԻՆ ՌԱԴԻԱՑԻԱ,տիեզերական էլեկտրամագնիսական ճառագայթումը, որը Երկիր է հասնում երկնքի բոլոր կողմերից մոտավորապես նույն ինտենսիվությամբ և ունի բացարձակ սև մարմնի ճառագայթմանը բնորոշ սպեկտր՝ մոտ 3 Կ (3 աստիճան Կելվինի բացարձակ սանդղակով, որը համապատասխանում է. -270 ° C): Այս ջերմաստիճանում ճառագայթման հիմնական մասը ընկնում է ռադիոալիքների վրա՝ սանտիմետր և միլիմետր միջակայքում: Ռելիկտային ճառագայթման էներգիայի խտությունը 0,25 էՎ / սմ 3 է:

Փորձարարական ռադիոաստղագետները նախընտրում են այս ճառագայթումն անվանել «տիեզերական միկրոալիքային ֆոն» (CMB): Տեսական աստղաֆիզիկոսները հաճախ այն անվանում են «ռելիկտային ճառագայթում» (տերմինը առաջարկել է ռուս աստղաֆիզիկոս Ի.Ս. Շկլովսկին), քանի որ այսօր ընդհանուր ընդունված տաք Տիեզերքի տեսության շրջանակներում այս ճառագայթումն առաջացել է մեր աշխարհի ընդլայնման վաղ փուլում։ , երբ նրա նյութը գործնականում միատարր էր և շատ տաք։ Երբեմն գիտական ​​և հանրամատչելի գրականության մեջ կարելի է հանդիպել նաև «եռաստիճան տիեզերական ճառագայթում» տերմինը։ Հետևյալում մենք այս ճառագայթումը կանվանենք «ռելիկտ»։

Ռելիկտային ճառագայթման հայտնաբերումը 1965 թվականին մեծ նշանակություն ունեցավ տիեզերագիտության համար. այն դարձավ 20-րդ դարի բնագիտության կարևորագույն ձեռքբերումներից մեկը։ և տիեզերագիտության համար ամենակարևորը գալակտիկաների սպեկտրներում կարմիր տեղաշարժի հայտնաբերումից ի վեր: Թույլ մասունքային ճառագայթումը մեզ տեղեկատվություն է բերում մեր Տիեզերքի գոյության առաջին պահերի մասին, այն հեռավոր դարաշրջանի մասին, երբ ամբողջ Տիեզերքը շոգ էր, և այնտեղ չկար մոլորակներ, աստղեր կամ գալակտիկաներ: Այս ճառագայթման մանրամասն չափումները, որոնք իրականացվել են վերջին տարիներին՝ օգտագործելով ցամաքային, ստրատոսֆերային և տիեզերական աստղադիտարանները, բացում են Տիեզերքի հենց ծննդյան առեղծվածի շղարշը:

Տաք տիեզերքի տեսություն.

1929 թվականին ամերիկացի աստղագետ Էդվին Հաբլը (1889-1953) հայտնաբերեց, որ գալակտիկաների մեծ մասը հեռանում է մեզանից, և որքան արագ է, որքան հեռու է գալակտիկան (Հաբլի օրենք): Սա մեկնաբանվեց որպես տիեզերքի ընդհանուր ընդլայնում, որը սկսվել է մոտ 15 միլիարդ տարի առաջ: Հարց առաջացավ այն մասին, թե ինչպիսի տեսք ուներ Տիեզերքը հեռավոր անցյալում, երբ գալակտիկաները նոր էին սկսում հեռանալ միմյանցից, և նույնիսկ ավելի վաղ: Թեև Էյնշտեյնի հարաբերականության ընդհանուր տեսության վրա հիմնված և Տիեզերքի դինամիկան նկարագրող մաթեմատիկական ապարատը ստեղծվել է դեռևս 1920-ականներին Վիլեմ դե Սիտերի (1872–1934), Ալեքսանդր Ֆրիդմանի (1888–1925) և Ժորժ Լեմետրի (1894–19) կողմից։ Տիեզերքի ֆիզիկական վիճակի մասին նրա էվոլյուցիայի վաղ դարաշրջանում անհայտ էր: Անգամ վստահություն չկար, որ Տիեզերքի պատմության մեջ կա որոշակի պահ, որը կարելի է համարել «ընդլայնման սկիզբ»։

1940-ական թվականներին միջուկային ֆիզիկայի զարգացումը թույլ տվեց ստեղծել Տիեզերքի էվոլյուցիայի տեսական մոդելներ անցյալում, երբ նրա նյութը պետք է սեղմվեր բարձր խտության, որի դեպքում հնարավոր էին միջուկային ռեակցիաներ: Այս մոդելները, առաջին հերթին, պետք է բացատրեին Տիեզերքի նյութի բաղադրությունը, որն այդ ժամանակ արդեն բավականաչափ հուսալիորեն չափվել էր աստղերի սպեկտրների դիտարկումներից. միջինում դրանք բաղկացած են ջրածնի 2/3-ից և 1-ից։ /3 հելիում, և բոլոր մյուս քիմիական տարրերը միասին վերցրած կազմում են ոչ ավելի, քան 2%: Ներմիջուկային մասնիկների՝ պրոտոնների և նեյտրոնների հատկությունների իմացությունը թույլ է տվել հաշվարկել Տիեզերքի ընդլայնման սկզբի տարբերակները, որոնք տարբերվում են այս մասնիկների սկզբնական պարունակությամբ և նյութի ջերմաստիճանով և ճառագայթմամբ թերմոդինամիկական հավասարակշռության մեջ։ այն. Տարբերակներից յուրաքանչյուրը տվել է Տիեզերքի սկզբնական նյութի իր բաղադրությունը:

Եթե ​​բաց թողնենք մանրամասները, ապա գոյություն ունեն երկու սկզբունքորեն տարբեր հնարավորություններ այն պայմանների համար, որոնցում տեղի է ունեցել Տիեզերքի ընդարձակման սկիզբը. նրա նյութը կարող է լինել կամ սառը կամ տաք: Միջուկային ռեակցիաների հետեւանքներն այս դեպքում սկզբունքորեն տարբերվում են միմյանցից։ Թեև Տիեզերքի թեժ անցյալի հնարավորության գաղափարը արտահայտվել է Լեմատրի վաղ աշխատություններում, պատմականորեն սառը մեկնարկի հնարավորությունը համարվում էր առաջինը 1930-ականներին:

Առաջին ենթադրություններում ենթադրվում էր, որ տիեզերքի ողջ նյութը սկզբում գոյություն է ունեցել սառը նեյտրոնների տեսքով: Ավելի ուշ պարզվեց, որ նման ենթադրությունը հակասում է դիտարկումներին։ Բանն այն է, որ ազատ վիճակում նեյտրոնը քայքայվում է միջինը 15 րոպե հետո իր հայտնվելուց հետո՝ վերածվելով պրոտոնի, էլեկտրոնի և հականեյտրինոյի։ Ընդարձակվող Տիեզերքում առաջացած պրոտոնները կսկսեն միավորվել դեռևս մնացած նեյտրոնների հետ՝ ձևավորելով դեյտերիումի ատոմների միջուկները։ Ավելին, միջուկային ռեակցիաների շղթան կհանգեցնի հելիումի ատոմների միջուկների ձևավորմանը: Ավելի բարդ ատոմային միջուկներ, ինչպես ցույց են տալիս հաշվարկները, այս դեպքում գործնականում չեն առաջանում։ Արդյունքում ամբողջ նյութը կվերածվի հելիումի։ Այս եզրակացությունը կտրուկ հակասում է աստղերի և միջաստղային նյութի դիտարկումներին։ Բնության մեջ քիմիական տարրերի առատությունը մերժում է սառը նեյտրոնների տեսքով նյութի ընդլայնման սկզբի վարկածը։

1946 թվականին ԱՄՆ-ում Տիեզերքի ընդլայնման սկզբնական փուլերի «թեժ» տարբերակն առաջարկեց ռուս ծագումով ֆիզիկոս Գեորգի Գամովը (1904-1968): 1948-ին լույս տեսավ նրա գործընկերների՝ Ռալֆ Ալֆերի և Ռոբերտ Հերմանի աշխատանքը, որտեղ դիտարկվում էին միջուկային ռեակցիաները տաք նյութում տիեզերական ընդարձակման սկզբում, որպեսզի ձեռք բերվի տարբեր քիմիական տարրերի քանակի և ներկայումս դիտարկվող կապը։ նրանց իզոտոպները։ Այդ տարիներին նյութի էվոլյուցիայի առաջին պահերին բոլոր քիմիական տարրերի ծագումը բացատրելու ցանկությունը բնական էր նրանց սինթեզով։ Փաստն այն է, որ այն ժամանակ Տիեզերքի ընդլայնման սկզբից անցած ժամանակը սխալմամբ գնահատվել է ընդամենը 2-4 միլիարդ տարի: Դա պայմանավորված էր Հաբլի հաստատունի գերագնահատված արժեքով, որն այդ տարիներին հետևում էր աստղագիտական ​​դիտարկումներին:

Համեմատելով Տիեզերքի 2-4 միլիարդ տարվա տարիքը Երկրի գնահատված տարիքի հետ՝ մոտ 4 միլիարդ տարի, պետք էր ենթադրել, որ Երկիրը, Արևը և աստղերը առաջացել են առաջնային նյութից՝ պատրաստի քիմիական բաղադրությամբ։ . Ենթադրվում էր, որ այս կազմը որևէ էական ձևով չի փոխվել, քանի որ աստղերում տարրերի սինթեզը դանդաղ գործընթաց է, և դրա իրականացման համար ժամանակ չկար մինչև Երկրի և այլ մարմինների ձևավորումը:

Արտագալակտիկական հեռավորությունների սանդղակի հետագա վերանայումը հանգեցրեց Տիեզերքի դարաշրջանի վերանայմանը: Աստղերի էվոլյուցիայի տեսությունը հաջողությամբ բացատրում է բոլոր ծանր տարրերի (հելիումից ծանր) ծագումը աստղերում նրանց նուկլեոսինթեզով։ Այլևս կարիք չկա բացատրելու բոլոր տարրերի, այդ թվում՝ ծանր տարրերի ծագումը Տիեզերքի ընդլայնման վաղ փուլում: Սակայն տաք Տիեզերքի վարկածի էությունը ճիշտ է պարզվել։

Մյուս կողմից, աստղերի և միջաստղային գազի հելիումի պարունակությունը կազմում է մոտ 30% զանգվածով։ Սա շատ ավելին է, քան աստղերի միջուկային ռեակցիաները կարող են բացատրել: Սա նշանակում է, որ հելիումը, ի տարբերություն ծանր տարրերի, պետք է սինթեզվի Տիեզերքի ընդարձակման սկզբում, բայց միևնույն ժամանակ՝ սահմանափակ քանակությամբ։

Gamow-ի տեսության հիմնական գաղափարը հենց այն է, որ նյութի բարձր ջերմաստիճանը խոչընդոտում է ամբողջ նյութի վերածումը հելիումի: Ընդարձակման սկզբից 0,1 վրկ-ի պահին ջերմաստիճանը կազմել է մոտ 30 միլիարդ Կ։ Նման տաք նյութում կան բարձր էներգիայի բազմաթիվ ֆոտոններ։ Ֆոտոնների խտությունն ու էներգիան այնքան մեծ են, որ տեղի է ունենում լույսի փոխազդեցություն լույսի հետ, ինչը հանգեցնում է էլեկտրոն-պոզիտրոն զույգերի ստեղծմանը։ Զույգերի ոչնչացումն իր հերթին կարող է հանգեցնել ֆոտոնների արտադրության, ինչպես նաև նեյտրինոների և հականեյտրինոների զույգերի առաջացմանը։ Այս «ջրվող կաթսան» սովորական նյութ է պարունակում։ Բարդ ատոմային միջուկներ չեն կարող գոյություն ունենալ շատ բարձր ջերմաստիճաններում: Նրանք ակնթարթորեն կփշրվեին շրջակա էներգետիկ մասնիկներից: Հետևաբար, նյութի ծանր մասնիկները գոյություն ունեն նեյտրոնների և պրոտոնների տեսքով: Էներգետիկ մասնիկների հետ փոխազդեցության արդյունքում նեյտրոններն ու պրոտոնները արագ փոխակերպվում են միմյանց: Այնուամենայնիվ, նեյտրոնները պրոտոնների հետ համատեղելու ռեակցիաները չեն ընթանում, քանի որ արդյունքում առաջացող դեյտերիումի միջուկը անմիջապես կոտրվում է բարձր էներգիայի մասնիկներով: Այսպիսով, հենց սկզբում բարձր ջերմաստիճանի պատճառով շղթան կոտրվում է՝ հանգեցնելով հելիումի առաջացման։

Միայն այն ժամանակ, երբ տիեզերքը, ընդարձակվելով, սառչում է մինչև միլիարդ կելվինից ցածր ջերմաստիճան, ստեղծված դեյտերիումի որոշ քանակություն արդեն պահպանվում է և հանգեցնում հելիումի սինթեզի: Հաշվարկները ցույց են տալիս, որ նյութի ջերմաստիճանը և խտությունը կարող են համընկնել այնպես, որ այս պահին նյութի մեջ նեյտրոնների բաժինը կազմում է մոտ 15% զանգվածային: Այս նեյտրոնները միավորվում են նույն թվով պրոտոնների հետ՝ կազմելով հելիումի մոտ 30%-ը։ Մնացած ծանր մասնիկները մնացել են պրոտոնների տեսքով՝ ջրածնի ատոմների միջուկներ։ Միջուկային ռեակցիաներն ավարտվում են տիեզերքի ընդարձակման սկզբից առաջին հինգ րոպեից հետո: Հետագայում, երբ Տիեզերքն ընդարձակվում է, նրա նյութի և ճառագայթման ջերմաստիճանը նվազում է: 1948-ին Գամովի, Ալֆերի և Հերմանի աշխատություններից հետևում է. սկզբնական տաք ճառագայթման մնացորդ («մասունք»), և ժամանակակից ջերմաստիճանը այս ռելիկտային ճառագայթումը պետք է լինի մոտ 5 Կ։

Այնուամենայնիվ, տիեզերական ընդլայնման սկզբի տարբեր տարբերակների վերլուծությունը չի ավարտվել Գամովի վարկածով։ 1960-ականների սկզբին սառը տարբերակին վերադառնալու հնարամիտ փորձ կատարեց Յա Բ Զելդովիչը, ով առաջարկեց, որ սկզբնական սառը նյութը բաղկացած է պրոտոններից, էլեկտրոններից և նեյտրինոներից: Ինչպես ցույց տվեց Զելդովիչը, նման խառնուրդը ընդլայնվելուց հետո վերածվում է մաքուր ջրածնի։ Հելիումը և մյուս քիմիական տարրերը, ըստ այս վարկածի, սինթեզվել են ավելի ուշ, երբ ձևավորվել են աստղերը։ Նշենք, որ մինչ այս աստղագետներն արդեն գիտեին, որ Տիեզերքը մի քանի անգամ ավելի հին է, քան Երկիրը և մեզ շրջապատող աստղերի մեծ մասը, և նախաստղային նյութում հելիումի առատության մասին տվյալները դեռևս շատ անորոշ էին այդ տարիներին:

Թվում է, թե մասունքային ճառագայթման որոնումը կարող է դառնալ Տիեզերքի սառը և տաք մոդելների միջև ընտրության որոշիչ թեստը: Բայց չգիտես ինչու, Գամովի և նրա գործընկերների կանխատեսումից հետո երկար տարիներ ոչ ոք գիտակցաբար չի փորձել հայտնաբերել այս ճառագայթումը: Այն միանգամայն պատահաբար հայտնաբերել են 1965 թվականին ամերիկյան «Bell» ընկերության ռադիոֆիզիկոսներ Ռ.Վիլսոնը և Ա.Պենզիասը, ովքեր 1978 թվականին արժանացել են Նոբելյան մրցանակի։

Ռելիկտային ճառագայթման հայտնաբերման ուղղությամբ։

1960-ականների կեսերին աստղաֆիզիկոսները շարունակեցին տեսականորեն ուսումնասիրել տիեզերքի տաք մոդելը։ Ռելիկտային ճառագայթման ակնկալվող բնութագրերի հաշվարկն իրականացվել է 1964 թվականին Ա.Գ.Դորոշկևիչի և Ի.Դ.Նովիկովի կողմից ԽՍՀՄ-ում և անկախ Ֆ.Հոյլի և Ռ.Ջ.Թեյլորի կողմից Մեծ Բրիտանիայում։ Բայց այս աշխատանքները, ինչպես Գամովի և գործընկերների ավելի վաղ ստեղծագործությունները, ուշադրություն չգրավեցին։ Բայց նրանք արդեն համոզիչ կերպով ցույց են տվել, որ ռելիկտային ճառագայթումը կարելի է դիտարկել։ Չնայած մեր դարաշրջանում այս ճառագայթման ծայրահեղ թուլությանը, այն, բարեբախտաբար, գտնվում է էլեկտրամագնիսական սպեկտրի այն հատվածում, որտեղ բոլոր մյուս տիեզերական աղբյուրները ընդհանուր առմամբ արձակում են նույնիսկ ավելի թույլ աղբյուրներ: Հետևաբար, մասունքային ճառագայթման նպատակային որոնումը պետք է հանգեցներ դրա հայտնաբերմանը, բայց ռադիոաստղագետները չգիտեին այս մասին:

Ահա թե ինչ է ասել Ա. Պենզիասը իր Նոբելյան դասախոսության մեջ. «Ռելիկտային ճառագայթման առաջին հրապարակված ճանաչումը որպես ռադիոտիրույթում նկատելի երևույթ հայտնվեց 1964 թվականի գարնանը Ա.Գ. Դորոշկևիչի և Ի.Դ. Ճառագայթման միջին խտությունը Մետագալակտիկայում և հարաբերական տիեզերաբանության որոշ հարցեր... Չնայած նույն թվականին անգլերեն թարգմանություն հայտնվեց, սակայն մի փոքր ավելի ուշ հայտնի «Soviet Physics - Doklady» ամսագրում, հոդվածը, ըստ ամենայնի, չգրավեց այս ոլորտի այլ մասնագետների ուշադրությունը։ Այս ուշագրավ հոդվածը ոչ միայն եզրակացրեց CMB-ի սպեկտրը որպես սև մարմնի ալիքային երևույթ, այլ նաև հստակորեն կենտրոնացավ Քրոուֆորդ Հիլլի Bell լաբորատորիաների քսան ոտնաչափ եղջյուրի ռեֆլեկտորի վրա՝ որպես այն հայտնաբերելու ամենահարմար գործիք: (մեջբերումը՝ Շարով Ա.Ս., Նովիկով Ի.Դ. Մարդը, ով հայտնաբերեց տիեզերքի պայթյունը. Էդվին Հաբլի կյանքն ու գործը... Մ., 1989):

Ցավոք, այս հոդվածն աննկատ մնաց թե տեսաբանների, թե դիտորդների կողմից. դա չի խթանել մասունքային ճառագայթման որոնումը: Գիտության պատմաբանները դեռ մտածում են, թե ինչու երկար տարիներ ոչ ոք չի փորձել գիտակցաբար փնտրել տաք Տիեզերքի ճառագայթումը: Հետաքրքիր է, որ անցյալում այս հայտնագործությունը 20-րդ դարի ամենամեծերից մեկն է: - գիտնականները մի քանի անգամ անցան՝ չնկատելով դա։

Օրինակ, ռելիկտային ճառագայթումը կարող էր հայտնաբերվել դեռևս 1941 թվականին: Այնուհետև կանադացի աստղագետ Է. Մաքքելարը վերլուծեց կլանման գծերը, որոնք առաջանում են Zeta Ophiuchus աստղի սպեկտրում միջաստեղային ցիանոգենի մոլեկուլների կողմից: Նա եկել է այն եզրակացության, որ սպեկտրի տեսանելի հատվածում այս գծերը կարող են առաջանալ միայն այն ժամանակ, երբ լույսը կլանում է պտտվող ցիանոգենի մոլեկուլները, և դրանց պտույտը պետք է գրգռվի մոտ 2,3 Կ ջերմաստիճան ունեցող ճառագայթման միջոցով: Իհարկե, ոչ ոք չէր կարող ունենալ: այն ժամանակ մտածվեց, որ այս մոլեկուլների պտտվող մակարդակների գրգռումը պայմանավորված է մասունքային ճառագայթմամբ: Միայն 1965 թվականին դրա հայտնաբերումից հետո հրապարակվեցին ԻՍՇկլովսկու, Ջ. Ֆիլդի և այլոց աշխատությունները, որոնցում ցույց տվեցին, որ միջաստեղային ցիանոգենի մոլեկուլների պտույտի գրգռումը, որոնց գծերը հստակ նկատվում են բազմաթիվ աստղերի սպեկտրներում, առաջացել է հենց ռելիկտային ճառագայթումից։

Ավելի դրամատիկ պատմություն է տեղի ունեցել 1950-ականների կեսերին։ Այնուհետև երիտասարդ գիտնական Թ.Ա. հետագայում Պենզիասի և Վիլսոնի կողմից։ Շմաոնովը ուշադիր ուսումնասիրել է հնարավոր միջամտությունը։ Իհարկե, այն ժամանակ նա դեռ չուներ այնպիսի զգայուն ընդունիչներ, որոնք հետագայում հայտնվեցին ամերիկացիների ձեռքում։ Շմաոնովի չափումների արդյունքները տպագրվել են 1957 թվականին նրա թեկնածուական թեզում և «Instruments and Experimental Techniques» ամսագրում։ Այս չափումներից եզրակացությունը հետևյալն էր. «Պարզվեց, որ ֆոնային ռադիոհաղորդման արդյունավետ ջերմաստիճանի բացարձակ արժեքը ... հավասար է 4 ± 3 Կ»: Շմաոնովը նշել է ճառագայթման ինտենսիվության անկախությունը երկնքի ուղղությունից և ժամանակից։ Չնայած չափման սխալները մեծ էին, և կարիք չկա խոսել 4 թվի հավաստիության մասին, մեզ համար այժմ պարզ է, որ Շմաոնովը ճշգրիտ չափել է մասունքային ճառագայթումը։ Ցավոք, ոչ ինքը, ոչ էլ մյուս ռադիոաստղագետները ոչինչ չգիտեին մասունքային ճառագայթման հնարավորության մասին և պատշաճ նշանակություն չէին տալիս այդ չափումներին։

Վերջապես, մոտ 1964 թվականին Փրինսթոնից (ԱՄՆ) հայտնի փորձարար ֆիզիկոս Ռոբերտ Դիկեն միտումնավոր մոտեցավ այս խնդրին։ Թեև նրա հիմնավորումը հիմնված էր «տատանվող» տիեզերքի տեսության վրա, որը բազմիցս ենթարկվում է ընդարձակման և կծկման, Դիկեն հստակ հասկանում էր մասունքային ճառագայթման որոնման անհրաժեշտությունը։ Նրա նախաձեռնությամբ 1965 թվականի սկզբին երիտասարդ տեսաբան Ֆ.Ջեյ Փիբլսը կատարեց անհրաժեշտ հաշվարկները, և Փ. Ֆոնային ճառագայթման որոնման համար անհրաժեշտ չէ օգտագործել մեծ ռադիոաստղադիտակներ, քանի որ ճառագայթումը գալիս է բոլոր ուղղություններից: Ոչինչ չի շահելու այն փաստից, որ մեծ ալեհավաքը ճառագայթը կենտրոնացնում է երկնքի ավելի փոքր տարածքի վրա: Սակայն Դիկեի խմբին չհաջողվեց կատարել պլանավորված հայտնագործությունը. երբ նրանց սարքավորումներն արդեն պատրաստ էին, նրանց մնում էր միայն հաստատել նախորդ օրը պատահաբար ուրիշների կողմից արված հայտնագործությունը։

Մասունքային ճառագայթման հայտնաբերումը.

1960 թվականին Հոլմդել նահանգի Քրոուֆորդ Հիլլում (Նյու Ջերսի, ԱՄՆ) կառուցվեց ալեհավաք՝ Echo օդապարիկ արբանյակից արտացոլվող ռադիոազդանշաններ ստանալու համար։ 1963 թվականին այս ալեհավաքն այլևս կարիք չուներ արբանյակի հետ աշխատելու համար, և ռադիոֆիզիկոսներ Ռոբերտ Վուդրո Վիլսոնը (ծն. 1936թ.) և Առնո Էլան Պենզիասը (1933թ.) Bell Telephone լաբորատորիայից որոշեցին օգտագործել այն ռադիոաստղագիտական ​​դիտարկումների համար: Անտենան 20 ոտնաչափ շչակ էր: Նորագույն ընդունիչի հետ միասին այս ռադիոաստղադիտակն այն ժամանակ աշխարհում ամենազգայուն գործիքն էր՝ չափելու ռադիոալիքները, որոնք գալիս են երկնքի լայն տարածքներից: Նախ և առաջ պետք է չափեր մեր Գալակտիկայի միջաստղային միջավայրի ռադիոհաղորդումը 7,35 սմ ալիքի երկարությամբ: Առնո Պենզիասը և Ռոբերտ Ուիլսոնը չգիտեին տաք Տիեզերքի տեսության մասին և չէին պատրաստվում մնացորդային ճառագայթում փնտրել: .

Գալակտիկայի ռադիոհաղորդումը ճշգրիտ չափելու համար անհրաժեշտ էր հաշվի առնել Երկրի մթնոլորտի և Երկրի մակերևույթի ճառագայթման հետևանքով առաջացած բոլոր հնարավոր միջամտությունները, ինչպես նաև ալեհավաքում, էլեկտրական սխեմաներում և ընդունիչներում առաջացող միջամտությունը: Ընդունող համակարգի նախնական փորձարկումները ցույց են տվել մի փոքր ավելի շատ աղմուկ, քան սպասվում էր հաշվարկներից, սակայն հավանական էր թվում, որ դա պայմանավորված է ուժեղացնող սխեմաներում աղմուկի մի փոքր ավելցուկով: Այս խնդիրները մեղմելու համար Պենզիասը և Վիլսոնը օգտագործեցին սարք, որը հայտնի է որպես «սառը բեռնում». ալեհավաքից ստացվող ազդանշանը համեմատվում է արհեստական ​​աղբյուրից ստացված ազդանշանի հետ, որը սառեցված է հեղուկ հելիումով բացարձակ զրոյից (4K) մոտ չորս աստիճանով: Երկու դեպքում էլ ուժեղացնող սխեմաներում էլեկտրական աղմուկը պետք է լինի նույնը, և, հետևաբար, համեմատության արդյունքում ստացված տարբերությունը տալիս է ալեհավաքից ազդանշանի ուժը: Այս ազդանշանը պարունակում է միայն ալեհավաքի դասավորվածությունից, երկրագնդի մթնոլորտից և ռադիոալիքների աստղագիտական ​​աղբյուրից, որոնք մտնում են ալեհավաքի տեսադաշտ:

Պենզիասը և Վիլսոնը շատ քիչ էլեկտրական աղմուկ էին ակնկալում ալեհավաք սարքից: Այնուամենայնիվ, այս ենթադրությունը ստուգելու համար նրանք սկսեցին իրենց դիտարկումները համեմատաբար կարճ ալիքի երկարությունից՝ 7,35 սմ, որի դեպքում Գալակտիկայի ռադիոաղմուկը պետք է լինի աննշան: Բնականաբար, այս ալիքի երկարությամբ և երկրագնդի մթնոլորտից սպասվում էր ինչ-որ ռադիո աղմուկ, բայց այդ աղմուկը պետք է ունենա բնորոշ կախվածություն ուղղությունից. այն պետք է համաչափ լինի մթնոլորտի հաստությանը այն ուղղությամբ, որով նայում է ալեհավաքը. թեթևակի: պակաս դեպի զենիթ, մի փոքր ավելի դեպի հորիզոնի ուղղությամբ: Ակնկալվում էր, որ մթնոլորտային ուղղության տերմինը հանելուց հետո ալեհավաքից զգալի ազդանշան չի լինի, և դա կհաստատի, որ ալեհավաք սարքի կողմից առաջացած էլեկտրական աղմուկը աննշան է: Դրանից հետո հնարավոր կլինի սկսել բուն Գալակտիկայի ուսումնասիրությունը երկար ալիքների երկարությամբ՝ մոտ 21 սմ, որտեղ Ծիր Կաթինի ճառագայթումը բավականին նկատելի է։ (Նկատի ունեցեք, որ մինչև 1 մետր երկարությամբ ռադիոալիքները սովորաբար կոչվում են «միկրոալիքային ճառագայթում»: Այս անունը տրվել է, քանի որ այս ալիքների երկարություններն ավելի կարճ են, քան Աշխարհի սկզբում ռադարներում օգտագործվող գերկարճ ալիքների երկարությունները: Երկրորդ պատերազմ..)

Ի զարմանս իրենց, Պենզիասը և Վիլսոնը 1964 թվականի գարնանը հայտնաբերեցին, որ նրանք ստանում էին բավականին նկատելի քանակությամբ միկրոալիքային աղմուկ՝ անկախ ուղղությունից՝ 7,35 սմ: Նրանք պարզել են, որ այս «ստատիկ ֆոնը» չի փոխվում օրվա ժամանակի հետ, իսկ ավելի ուշ պարզել են, որ դա կախված չէ տարվա եղանակից։ Հետևաբար, դա չէր կարող լինել Գալակտիկայի ճառագայթումը, քանի որ այս դեպքում դրա ինտենսիվությունը կփոխվեր՝ կախված նրանից, թե արդյոք ալեհավաքը նայում է Ծիր Կաթինի հարթության երկայնքով, թե ողջ երկայնքով։ Բացի այդ, եթե դա լիներ մեր Գալակտիկայի ճառագայթումը, ապա Անդրոմեդայում գտնվող մեծ պարուրաձև գալակտիկան M 31, որը շատ առումներով նման է մերին, նույնպես պետք է ուժեղ արձակեր 7,35 սմ ալիքի երկարությամբ, բայց դա չնկատվեց: Դիտարկվող միկրոալիքային աղմուկի որևէ ուղղության փոփոխության բացակայությունը շատ լուրջ ցուցում էր, որ այս ռադիոալիքները, եթե դրանք իսկապես գոյություն ունեն, գալիս են ոչ թե Ծիր Կաթինից, այլ Տիեզերքի շատ ավելի մեծ ծավալից:

Հետազոտողների համար պարզ էր, որ անհրաժեշտ է կրկին ստուգել, ​​թե արդյոք ալեհավաքն ինքնին կարող է ավելի շատ էլեկտրական աղմուկ արտադրել, քան սպասվում էր: Մասնավորապես, հայտնի էր դարձել, որ ալեհավաքի եղջյուրում մի զույգ աղավնի է բույն դրվել։ Նրանց բռնեցին, փոստով ուղարկեցին Ուիփանիում գտնվող Բելի կայք, ազատ արձակեցին, մի քանի օր անց նորից հայտնաբերեցին իրենց ալեհավաքի գտնվելու վայրում, նորից բռնեցին և վերջապես խաղաղեցրին ավելի վճռական միջոցներով: Այնուամենայնիվ, վարձակալության ժամանակ աղավնիները ծածկել են ալեհավաքի ներսը, ինչպես Պենզիասը անվանել է «սպիտակ դիէլեկտրիկ նյութ», որը կարող է սենյակային ջերմաստիճանում էլեկտրական աղմուկի աղբյուր լինել։ 1965 թվականի սկզբին ալեհավաքի շչակը հանվեց և ամբողջ կեղտը մաքրվեց, բայց սա, ինչպես և մյուս բոլոր հնարքները, շատ քիչ նվազեցրեց դիտվող աղմուկի մակարդակը:

Երբ միջամտության բոլոր աղբյուրները մանրակրկիտ վերլուծվեցին և հաշվի առնվեցին, Պենզիասը և Վիլսոնը ստիպված եղան եզրակացնել, որ ճառագայթումը գալիս է տիեզերքից և բոլոր ուղղություններից՝ նույն ինտենսիվությամբ: Պարզվեց, որ տարածությունը ճառագայթում է այնպես, ասես տաքացվում է մինչև 3,5 կելվին ջերմաստիճան (ավելի ճիշտ՝ ձեռք բերված ճշգրտությունը թույլ է տվել եզրակացնել, որ «տիեզերքի ջերմաստիճանը» 2,5-ից 4,5 կելվին է)։ Հարկ է նշել, որ սա շատ նուրբ փորձարարական արդյունք է. օրինակ, եթե պաղպաղակի բրիկետը դրվեր ալեհավաքի շչակի դիմաց, ապա այն կփայլեր ռադիոտիրույթում՝ 22 միլիոն անգամ ավելի պայծառ, քան երկնքի համապատասխան հատվածը։ . Խորհելով իրենց դիտարկումների անսպասելի արդյունքի մասին՝ Պենզիասը և Վիլսոնը ժամանակ ծախսեցին հրապարակելու համար: Բայց իրադարձությունները զարգացան իրենց կամքին հակառակ։

Այնպես եղավ, որ Պենզիասը բոլորովին այլ պատճառով զանգահարեց Մասաչուսեթսի տեխնոլոգիական ինստիտուտի իր ընկերոջը՝ Բեռնարդ Բերքին։ Բերկը վերջերս լսել էր Կարնեգի ինստիտուտի իր գործընկեր Քեն Ծռներից մի ելույթի մասին, որը նա լսել էր Ջոն Հոփքինսի համալսարանում Փրինսթոնի տեսաբան Ֆիլ Փիբլեսլմի կողմից՝ Ռոբերտ Դիկի ղեկավարությամբ: Այս ելույթում Փիբլսը պնդում էր, որ պետք է լինի ֆոնային ռադիո աղմուկ, որը մնացել է վաղ տիեզերքից և այժմ ունի մոտ 10 Կ համարժեք ջերմաստիճան:

Պենզիասը կանչեց Դիկկային և երկու հետազոտական ​​թիմերը հանդիպեցին: Ռոբերտ Դիկին և նրա գործընկերներ Ֆ. Փիբլսին, Պ. Ռոլին և Դ. Ուիլկինսոնին պարզ դարձավ, որ Ա. Պենզիասը և Ռ. Վիլսոնը հայտնաբերել են տաք Տիեզերքի մասունքային ճառագայթումը: Գիտնականները որոշել են միաժամանակ երկու նամակ հրապարակել հեղինակավոր Astrophysical Journal-ում։ 1965 թվականի ամռանը լույս տեսան երկու աշխատություններն էլ՝ Պենզիասը և Վիլսոնը մասունքային ճառագայթման հայտնաբերման մասին և Դիկեն և գործընկերները՝ դրա բացատրությամբ՝ օգտագործելով տաք տիեզերքի տեսությունը։ Ըստ երևույթին, լիովին համոզված չլինելով իրենց հայտնագործության տիեզերաբանական մեկնաբանության մեջ՝ Պենզիասը և Վիլսոնը իրենց գրառմանը համեստ վերնագիր են տվել. 4080 ՄՀց հաճախականությամբ ալեհավաքի ավելցուկային ջերմաստիճանի չափում... Նրանք պարզապես հայտարարեցին, որ «ազդեցիկ զենիթային աղմուկի ջերմաստիճանի չափումները ... տվել են 3,5 Կ բարձր արժեք, քան սպասվում էր» և խուսափեցին տիեզերագիտության մասին որևէ հիշատակումից, բացառությամբ այն արտահայտության, որ «դիտարկված ավելորդ աղմուկի ջերմաստիճանի հնարավոր բացատրությունը տրվել է Դիկեի կողմից։ , Փիբլսը, Ռոլը և Ուիլկինսոնը ամսագրի նույն համարում ուղեկցող նամակում։

Հետագա տարիներին բազմաթիվ չափումներ են իրականացվել տարբեր ալիքների երկարությամբ՝ տասնյակ սանտիմետրից մինչև միլիմետրի մի մասը: Դիտարկումները ցույց են տվել, որ ռելիկտային ճառագայթման սպեկտրը համապատասխանում է Պլանկի բանաձևին, ինչպես պետք է լինի որոշակի ջերմաստիճան ունեցող ճառագայթման համար։ Հաստատվել է, որ այս ջերմաստիճանը մոտ 3 Կ է: Հատկանշական հայտնագործություն է արվել, որն ապացուցում է, որ տիեզերքը շոգ է եղել ընդարձակման սկզբում:

Սա իրադարձությունների բարդ միահյուսում է, որը հանգեցրեց տաք Տիեզերքի հայտնաբերմանը Պենզիասի և Վիլսոնի կողմից 1965 թվականին: Տիեզերքի ընդարձակման սկզբում գերբարձր ջերմաստիճանի փաստի հաստատումը եղել է ամենակարևոր ուսումնասիրությունների մեկնարկային կետը, որոնք առաջատար էին: ոչ միայն աստղաֆիզիկական, այլեւ նյութի կառուցվածքի գաղտնիքների բացահայտմանը։

Ռելիկտային ճառագայթման առավել ճշգրիտ չափումները կատարվել են տիեզերքից. սրանք են Relikt փորձը խորհրդային Prognoz-9 արբանյակի վրա (1983-1984) և DMR (Differential Microwave Radiometer) փորձարկումը ամերիկյան COBE արբանյակի վրա (Cosmic Background Explorer, նոյեմբեր 1989-1993 թթ.) վերջինս հնարավորություն է տվել առավել ճշգրիտ որոշել մասունքային ճառագայթման ջերմաստիճանը՝ 2,725 ± 0,002 Կ.

Միկրոալիքային ֆոնը որպես «նոր եթեր»:

Այսպիսով, ռելիկտային ճառագայթման սպեկտրը շատ բարձր ճշգրտությամբ համապատասխանում է բացարձակ սև մարմնի ճառագայթմանը (այսինքն, նկարագրված է Պլանկի բանաձևով) T = 2,73 Կ ջերմաստիճանով: Այնուամենայնիվ, փոքր (մոտ 0,1%): Այս միջին ջերմաստիճանից շեղումներ են նկատվում՝ կախված նրանից, թե երկնքում որ ուղղությամբ է կատարվում չափումը։ Փաստն այն է, որ մասունքային ճառագայթումը իզոտրոպ է միայն կոորդինատային համակարգում, որը կապված է ցրման գալակտիկաների ամբողջ համակարգի հետ, այսպես կոչված, «ուղեկցող հղման համակարգում», որը ընդլայնվում է Տիեզերքի հետ: Ցանկացած այլ կոորդինատային համակարգում ճառագայթման ինտենսիվությունը կախված է ուղղությունից: Դա հիմնականում պայմանավորված է CMB-ի նկատմամբ չափիչ սարքի տեղաշարժով. Դոպլերի էֆեկտը հանգեցնում է նրան, որ դեպի սարք թռչող ֆոտոնները «կապույտ են դառնում», և ֆոտոնները հասնում են դրան:

Այս դեպքում չափված ջերմաստիճանը միջինի համեմատությամբ (T 0) կախված է շարժման ուղղությունից՝ T = T 0 (1 + (v / c) cos. ես), որտեղ v-ը սարքի արագությունն է կոորդինատային համակարգում, որը կապված է մասունքային ճառագայթման հետ. գ - լույսի արագություն, ես- արագության վեկտորի և դիտարկման ուղղության միջև ընկած անկյունը. Ջերմաստիճանի միասնական բաշխման ֆոնի վրա հայտնվում են երկու «բևեռներ»՝ տաք շարժման ուղղությամբ և սառը հակառակ ուղղությամբ։ Ուստի միօրինակությունից այս շեղումը կոչվում է «դիպոլ»։ CMB-ի բաշխման դիպոլային բաղադրիչը հայտնաբերվել է գետնի վրա հիմնված դիտարկումների ժամանակ. Առյուծ համաստեղության ուղղությամբ այս ճառագայթման ջերմաստիճանը պարզվել է միջինից 3,5 մԿ-ով բարձր, իսկ հակառակ ուղղությամբ (Ջրհոս համաստեղություն) նույնքանով ցածր միջինից։ Հետևաբար, մենք շարժվում ենք ռելիկտային ճառագայթման համեմատ մոտ 400 կմ/վ արագությամբ: Չափման ճշգրտությունը պարզվեց այնքան բարձր, որ նույնիսկ դիպոլային բաղադրիչի տարեկան տատանումներ են հայտնաբերվել, որոնք առաջացել են Արեգակի շուրջ Երկրի պտույտից 30 կմ/վ արագությամբ:

Արհեստական ​​երկրային արբանյակներից կատարված չափումները զգալիորեն բարելավել են այս տվյալները: Ըստ COBE տվյալների՝ Երկրի ուղեծրային շարժումը հաշվի առնելուց հետո պարզվում է, որ Արեգակնային համակարգը շարժվում է այնպես, որ մասունքային ճառագայթման ջերմաստիճանի դիպոլային բաղադրիչի ամպլիտուդը D T = 3,35 mK; սա համապատասխանում է շարժման V = 366 կմ/վ արագությանը: Արեգակը ճառագայթման համեմատ շարժվում է Առյուծի և Գավաթի համաստեղությունների սահմանի ուղղությամբ՝ a = 11 h 12 m և d = –7,1 ° հասարակածային կոորդինատներով կետ (ժամանակ J2000); որը համապատասխանում է գալակտիկական կոորդինատներին l = 264,26 ° և b = 48,22 °: Հաշվի առնելով Արեգակի շարժումը Գալակտիկայում, ցույց է տալիս, որ տեղական խմբի բոլոր գալակտիկաների համեմատ Արեգակը շարժվում է 316 ± 5 կմ/վ արագությամբ ուղղությամբ։ լ 0 = 93 ± 2 ° և բ 0 = –4 ± 2 °: Հետևաբար, տեղային խմբի շարժումը ռելիկտային ճառագայթման նկատմամբ տեղի է ունենում 635 կմ/վ արագությամբ մոտ ուղղությամբ։ լ= 269 ° և բ= + 29 °: Սա մոտավորապես 45 ° է դեպի Կույս գալակտիկաների կլաստերի կենտրոն ուղղության համեմատ:

Գալակտիկաների շարժումներն էլ ավելի մեծ մասշտաբով ուսումնասիրելը ցույց է տալիս, որ մոտակա գալակտիկաների կլաստերների հավաքածուն (119 կլաստերներ Աբելի կատալոգից մեզանից 200 Mpc-ի սահմաններում) որպես ամբողջություն շարժվում է ռելիկտային ճառագայթման համեմատ մոտ 700 կմ/վ արագությամբ: Այսպիսով, Տիեզերքի մեր հարևանությունը զգալի արագությամբ լողում է մասունքային ճառագայթման ծովում: Աստղաֆիզիկոսները բազմիցս ուշադրություն են հրավիրել այն փաստի վրա, որ ռելիկտային ճառագայթման և դրա հետ կապված հղման համակարգի գոյությունը այս ճառագայթմանը վերագրում է «նոր եթերի» դերը: Բայց սրա մեջ առեղծվածային ոչինչ չկա. բոլոր ֆիզիկական չափումները այս հղման համակարգում համարժեք են ցանկացած այլ իներցիոն հղման համակարգում չափումների: (Մախի սկզբունքի հետ կապված «նոր եթերի» խնդրի քննարկումը կարելի է գտնել գրքում. Զելդովիչ Յա.Բ., Նովիկով Ի.Դ. Տիեզերքի կառուցվածքը և էվոլյուցիան.Մ., 1975):

CMB անիզոտրոպիա.

CMB ջերմաստիճանը նրա պարամետրերից մեկն է, որը նկարագրում է վաղ Տիեզերքը: Այս ճառագայթման հատկությունների մեջ կան նաև մեր աշխարհի էվոլյուցիայի շատ վաղ դարաշրջանի այլ հստակ հետքեր: Աստղաֆիզիկոսները գտնում են այս հետքերը՝ վերլուծելով CMB-ի սպեկտրը և տարածական անհամասեռությունը (անիզոտրոպիա):

Տաք Տիեզերքի տեսության համաձայն՝ ընդլայնման սկզբից մոտ 300 հազար տարի անց նյութի ջերմաստիճանը և դրա հետ կապված ճառագայթումը իջել են մինչև 4000 Կ։ Այս ջերմաստիճանում ֆոտոններն այլևս չեն կարող իոնացնել ջրածնի և հելիումի ատոմները։ . Ուստի այդ դարաշրջանում, որը համապատասխանում է կարմիր շեղմանը z = 1400, տաք պլազման վերամիավորվել է, ինչի արդյունքում պլազման վերածվել է չեզոք գազի։ Հետո, իհարկե, չկային գալակտիկաներ ու աստղեր։ Նրանք առաջացան շատ ավելի ուշ:

Չեզոքանալով Տիեզերքը լցնող գազը, պարզվեց, որ գործնականում թափանցիկ էր մասունքային ճառագայթման համար (չնայած այն ժամանակ դրանք ռադիոալիքներ չէին, այլ տեսանելի և մոտ ինֆրակարմիր տիրույթների լույս): Ուստի հնագույն ճառագայթումը մեզ է հասնում գրեթե անկաշկանդ տարածության ու ժամանակի խորքերից։ Բայց, այնուամենայնիվ, ճանապարհին այն որոշակի ազդեցություն է ունենում և որպես հնագիտական ​​վայր՝ կրում է պատմական իրադարձությունների հետքեր։

Օրինակ՝ ռեկոմբինացիայի դարաշրջանում ատոմները արձակել են բազմաթիվ ֆոտոններ՝ 10 էՎ կարգի էներգիայով, ինչը տասնյակ անգամ գերազանցում է այդ դարաշրջանի հավասարակշռության ճառագայթման ֆոտոնների միջին էներգիան (T = 4000 K-ում՝ նման էներգետիկ ֆոտոններ. չափազանց փոքր են՝ իրենց ընդհանուր թվի մեկ միլիարդերորդական կարգով): Հետևաբար, ռեկոմբինացիոն ճառագայթումը պետք է խիստ աղավաղի ռելիկտային ճառագայթման Պլանկի սպեկտրը մոտ 250 մկմ ալիքի երկարության միջակայքում: Ճիշտ է, հաշվարկները ցույց են տվել, որ ճառագայթման ուժեղ փոխազդեցությունը նյութի հետ կհանգեցնի նրան, որ արձակված էներգիան հիմնականում «կցրվի» սպեկտրի լայն տիրույթում և մեծապես չի աղավաղի այն, բայց ապագա ճշգրիտ չափումները կկարողանան նկատել դա։ աղավաղում նույնպես:

Շատ ավելի ուշ, գալակտիկաների և աստղերի առաջին սերնդի ձևավորման դարաշրջանում (z ~ 10-ում), երբ արդեն գրեթե սառեցված նյութի հսկայական զանգվածը կրկին զգալի տաքացում ապրեց, CMB սպեկտրը կարող էր նորից փոխվել, քանի որ ցրվելով տաք վրա։ էլեկտրոնները, ցածր էներգիայի ֆոտոնները մեծացնում են իրենց էներգիան (այսպես կոչված «հակադարձ Կոմպտոնի էֆեկտ»)։ Վերոհիշյալ երկու էֆեկտներն էլ աղավաղում են ռելիկտային ճառագայթման սպեկտրը իր կարճ ալիքի երկարությամբ տարածաշրջանում, որը դեռ ամենաքիչն է ուսումնասիրված:

Թեև մեր դարաշրջանում սովորական նյութի մեծ մասը խիտ լցված է աստղերով, և գալակտիկաներում, այնուամենայնիվ, մեզ մոտ մասունքային ճառագայթումը կարող է զգալի շեղվել սպեկտրի վրա, եթե նրա ճառագայթներն անցնեն գալակտիկաների մեծ կլաստերով դեպի Երկիր: Սովորաբար նման կլաստերները լցվում են հազվագյուտ, բայց շատ տաք միջգալակտիկական գազով՝ մոտ 100 միլիոն Կ ջերմաստիճանով: Ցրվելով այս գազի արագ էլեկտրոնների վրա՝ ցածր էներգիայի ֆոտոնները մեծացնում են իրենց էներգիան (նույն Կոմպտոնի հակադարձ էֆեկտը) և անցնում ցածրից։ - հաճախականություն, սպեկտրի Rayleigh-Jeans շրջան մինչև բարձր հաճախականություն, vin շրջան: Այս էֆեկտը կանխատեսել են Ռ.Ա. Սունյաևը և Յա Բ. Սունյաև-Զելդովիչի էֆեկտը առաջինը հայտնաբերվեց այն էֆեկտներից, որոնք ստեղծում են ռելիկտային ճառագայթման անիզոտրոպիա: Նրա մեծության համեմատությունը գալակտիկաների կլաստերների ռենտգենյան պայծառության հետ հնարավորություն տվեց ինքնուրույն որոշել Հաբլի հաստատունը (H = 60 ± 12 կմ / վ / Մպկ):

Վերադառնանք ռեկոմբինացիայի դարաշրջան։ 300000 տարեկանից էլ քիչ տարիք ունեցող Տիեզերքը գրեթե միատարր պլազմա էր, որը դողում էր ձայնից, ավելի ճիշտ՝ ինֆրաձայնային ալիքներից: Տիեզերագետների հաշվարկներն ասում են, որ նյութի սեղմման և ընդլայնման այս ալիքները առաջացրել են ճառագայթման խտության տատանումներ անթափանց պլազմայում, և, հետևաբար, դրանք այժմ պետք է հայտնաբերվեն որպես մի փոքր նկատելի «ուռուցք» գրեթե միատարր ռելիկտային ճառագայթման մեջ: Ուստի այսօր այն պետք է Երկիր գա տարբեր կողմերից մի փոքր տարբեր ինտենսիվությամբ։ Այս դեպքում մենք խոսում ենք ոչ թե դիտորդի շարժման հետևանքով առաջացած չնչին դիպոլային անիզոտրոպիայի, այլ ինտենսիվության տատանումների մասին, որոնք իրականում բնորոշ են բուն ճառագայթմանը: Դրանց ամպլիտուդը պետք է չափազանց փոքր լինի՝ ճառագայթման ջերմաստիճանի մոտ հարյուր հազարերորդ մասը, այսինքն. մոտ 0.00003 Կ. Դրանք շատ դժվար է չափել: Այս փոքր տատանումների մեծությունը որոշելու առաջին փորձերը՝ կախված երկնքի ուղղությունից, արվել են հենց ռելիկտային ճառագայթման հայտնաբերումից անմիջապես հետո՝ 1965 թվականին: Հետագայում դրանք չեն դադարել, բայց բացահայտումը տեղի է ունեցել միայն 1992թ. Երկրից հեռացված սարքավորումներ. Մեզ մոտ նման չափումներ են իրականացվել Relikt փորձի ժամանակ, սակայն այս փոքր տատանումները ավելի վստահորեն արձանագրվել են ամերիկյան COBE արբանյակից (նկ. 1):

Վերջերս բազմաթիվ փորձեր են իրականացվել և նախատեսվում է չափել մասունքային ճառագայթման տատանումների ամպլիտուդը տարբեր անկյունային մասշտաբներով՝ աղեղի աստիճանից մինչև վայրկյան: Տարբեր ֆիզիկական երևույթներ, որոնք տեղի են ունեցել Տիեզերքի կյանքի առաջին իսկ պահերին, պետք է իրենց բնորոշ հետքը թողնեին մեզ եկող ճառագայթման մեջ։ Տեսությունը կանխատեսում է որոշակի հարաբերություն տաք և սառը կետերի չափերի միջև CMB-ի ինտենսիվության և դրանց հարաբերական պայծառության միջև: Կախվածությունը շատ յուրահատուկ է. այն պարունակում է տեղեկատվություն Տիեզերքի ծննդյան գործընթացների, ծնվելուց անմիջապես հետո տեղի ունեցածի, ինչպես նաև ներկա Տիեզերքի պարամետրերի մասին:

Առաջին դիտարկումների անկյունային լուծաչափը՝ Relikt-2 և COBE փորձարկումներում, շատ վատ էր՝ մոտ 7 °, ուստի ռելիկտային ճառագայթման տատանումների մասին տեղեկատվությունը թերի էր: Հետագա տարիներին նույն դիտարկումներն իրականացվել են և՛ ցամաքային ռադիոաստղադիտակների միջոցով (մեր երկրում այդ նպատակով օգտագործվում է 600 մ տրամագծով դատարկ բացվածքով RATAN-600 գործիքը), և՛ ռադիոաստղադիտակների միջոցով, որոնք բարձրացվել են։ օդապարիկներով դեպի վերին մթնոլորտ:

CMB անիզոտրոպիայի ուսումնասիրության հիմնարար քայլը ԲՈՒՄԵՐԱՆԳ-ի փորձն էր, որն իրականացրեցին ԱՄՆ-ի, Կանադայի, Իտալիայի, Անգլիայի և Ֆրանսիայի գիտնականները՝ օգտագործելով NASA (ԱՄՆ) 1 միլիոն խորանարդ մետր ծավալով անօդաչու օդապարիկ, որը դեկտեմբերի 29-ից. 1998 թվականից մինչև 1999 թվականի հունվարի 9-ը 37 կմ բարձրության վրա շրջան է կատարել Հարավային բևեռի շուրջը և, թռչելով մոտ 10 հազար կմ, պարաշյուտով պարաշյուտով գցել է գոնդոլը մեկնարկի վայրից 50 կմ հեռավորության վրա: Դիտարկումներն իրականացվել են 1,2 մ տրամագծով հիմնական հայելիով ենթամիլիմետրային աստղադիտակով, որի կիզակետում տեղադրվել է մինչև 0,28 Կ սառեցված բոլոմետրերի համակարգ, որը չափում է ֆոնը չորս հաճախականության ալիքներում (90, 150, 240 և 400 ԳՀց) 0,2–0, 3 աստիճան անկյունային լուծաչափով։ Թռիչքի ընթացքում դիտարկումները ծածկել են երկնային ոլորտի մոտ 3%-ը։

Բումերանգի փորձի ժամանակ գրանցված մասունքային ճառագայթման ջերմաստիճանային անհամասեռությունները 0,0001 Կ բնորոշ ամպլիտուդով հաստատեցին «ակուստիկ» մոդելի ճիշտությունը և ցույց տվեցին, որ Տիեզերքի քառաչափ տարածություն-ժամանակի երկրաչափությունը կարելի է համարել հարթ: Ստացված տեղեկատվությունը թույլ տվեց նաև դատել Տիեզերքի կազմի մասին. հաստատվեց, որ սովորական բարիոնային նյութը, որից կազմված են աստղերը, մոլորակները և միջաստղային գազը, կազմում է զանգվածի ընդամենը մոտ 4%-ը. իսկ մնացած 96%-ը պարփակված է նյութի դեռևս անհայտ ձևերի մեջ:

Բումերանգի փորձը գեղեցիկ կերպով լրացվել է նմանատիպ փորձով, որը կոչվում է MAXIMA (Millimeter Anisotropy eXperiment IMaging Array), որը հիմնականում իրականացվել է ԱՄՆ-ի և Իտալիայի գիտնականների կողմից: Նրանց սարքավորումները, որոնք թռչել են ստրատոսֆերա 1998-ի օգոստոսին և 1999-ի հունիսին, ուսումնասիրել են երկնային ոլորտի 1%-ից պակաս, բայց բարձր անկյունային լուծաչափով. մոտ 5: «Օդապարիկը գիշերային թռիչքներ է կատարել մայրցամաքային Միացյալ Նահանգների վրայով: Հիմնական հայելին Աստղադիտակի տրամագիծը 1,3 մ էր: Սարքավորման ընդունիչ մասը բաղկացած էր 16 դետեկտորներից, որոնք ընդգրկում էին 3 հաճախականության միջակայք, երկրորդային հայելիները սառչում էին մինչև կրիոգեն ջերմաստիճանը, իսկ բոլոմետրերը՝ մինչև 0,1 Կ: Նման ցածր ջերմաստիճանը կարող էր պահպանվել մինչև մինչև 40 ժամ, ինչը սահմանափակեց թռիչքի տևողությունը։

MAXIMA-ի փորձը բացահայտեց նուրբ «ուռուցք» CMB ջերմաստիճանի անկյունային բաշխման մեջ: Դրա տվյալները լրացվել են ցամաքային աստղադիտարանի դիտարկումներով՝ օգտագործելով DASI (Degree Angular Scale Interferometer) ինտերֆերոմետրը, որը տեղադրված է Չիկագոյի համալսարանի (ԱՄՆ) ռադիոաստղագետների կողմից Հարավային բևեռում: Այս 13 տարրից բաղկացած կրիոգեն ինտերֆերոմետրը, որը դիտվել է տասը հաճախականության ալիքներում 26–36 ԳՀց միջակայքում և բացահայտեց CMB-ի նույնիսկ ավելի փոքր տատանումներ, և դրանց ամպլիտուդի կախվածությունը անկյունային չափից լավ հաստատում է երիտասարդ Տիեզերքից ժառանգված ակուստիկ տատանումների տեսությունը։ .

Բացի Երկրի մակերեւույթից մասունքային ճառագայթման ինտենսիվությունը չափելուց, նախատեսվում են նաև տիեզերական փորձեր։ 2007 թվականին նախատեսվում է տիեզերք ուղարկել Պլանկի ռադիոաստղադիտակը (Եվրոպական տիեզերական գործակալություն)։ Նրա անկյունային լուծաչափը զգալիորեն ավելի բարձր կլինի, իսկ զգայունությունը մոտ 30 անգամ ավելի լավ է, քան COBE փորձարկումը: Ուստի աստղաֆիզիկոսները հույս ունեն, որ մեր Տիեզերքի գոյության սկզբի մասին շատ փաստեր կպարզաբանվեն (տես նկ. 1):

Վլադիմիր Սուրդին

Գրականություն:

Զելդովիչ Յա.Բ., Նովիկով Ի.Դ. Տիեզերքի կառուցվածքը և էվոլյուցիան... Մ., 1975
Տիեզերագիտություն՝ տեսություն և դիտարկում... Մ., 1978
Վայնբերգ Ս. Առաջին երեք րոպեները. Տիեզերքի ծագման ժամանակակից տեսակետ... Մ., 1981
Մետաքսի Ջ. Մեծ պայթյուն. Տիեզերքի ծնունդն ու էվոլյուցիան... Մ., 1982
Սունյաև Ռ.Ա. Միկրոալիքային ֆոնային ճառագայթում... - Գրքում՝ Տիեզերական ֆիզիկա: Փոքրիկ հանրագիտարան: Մ., 1986
Dolgov A.D., Zeldovich Ya.B., Sazhin M.V. Վաղ տիեզերքի տիեզերագիտություն... Մ., 1988
Նովիկով Ի.Դ. Տիեզերքի էվոլյուցիան... Մ., 1990



2006 թվականին Ջոն Մեյթերը և Ջորջ Սմութը արժանացան ֆիզիկայի Նոբելյան մրցանակի՝ սև մարմնի սպեկտրի հայտնաբերման և տիեզերական միկրոալիքային ֆոնային ճառագայթման անիզոտրոպության համար։ Այս արդյունքները ստացվել են 1988 թվականին ՆԱՍԱ-ի կողմից արձակված COBE արբանյակի միջոցով իրականացված չափումների հիման վրա: Ջ. Տիեզերական ֆոնային ճառագայթման ΔT / T ~ 10 -4 ջերմաստիճանի չափազանց փոքր տարբերությունը վկայում է գալակտիկաների և աստղերի ձևավորման մեխանիզմի մասին:

Ջ.Մեյթեր (ծն. 1946)

Ջ.Սմութ (ծն. 1945)

Բրինձ. 52. Սև մարմնի մասունքային ճառագայթման սպեկտր:

Ռելիկտիվ ճառագայթումը (կամ տիեզերական միկրոալիքային ֆոնային ճառագայթումը) հայտնաբերվել է 1965 թվականին Ա. Պենզիասի և Ռ. Վիլսոնի կողմից։ Տիեզերքի էվոլյուցիայի սկզբնական փուլում նյութը գտնվում էր պլազմայի վիճակում: Նման միջավայրը անթափանց է էլեկտրամագնիսական ճառագայթման համար. կա ֆոտոնների ինտենսիվ ցրում էլեկտրոնների և պրոտոնների կողմից: Երբ Տիեզերքը սառչեց մինչև 3000 Կ, էլեկտրոնները և պրոտոնները միավորվեցին չեզոք ջրածնի ատոմների մեջ, և միջավայրը դարձավ թափանցիկ ֆոտոնների համար: Այս ժամանակ Տիեզերքի տարիքը կազմում էր 300000 տարի, հետևաբար մասունքային ճառագայթումը տեղեկատվություն է տալիս այս դարաշրջանում Տիեզերքի վիճակի մասին: Այս ժամանակ տիեզերքը գործնականում միատարր էր։ Տիեզերքի անհամասեռությունները որոշվում են ռելիկտային ճառագայթման ջերմաստիճանային անհամասեռությունից։ Այս անհամասեռությունը ΔT / T ≈ 10 -4 −10 -5 է: Ռելիկտային ճառագայթման անհամասեռությունները վկայում են Տիեզերքի անհամասեռությունների մասին՝ առաջին աստղերը, գալակտիկաները, գալակտիկաների կուտակումները: Տիեզերքի ընդլայնմամբ CMB ալիքի երկարությունը մեծացավ Δλ / λ = ΔR / R և ներկայումս CMB ալիքի երկարությունը ռադիոալիքի տիրույթում է, CMB ջերմաստիճանը T = 2,7 Կ է:

Բրինձ. 53. Մասունքային ճառագայթման անիզոտրոպիա. CMB սպեկտրի ավելի բարձր ջերմաստիճան ունեցող հատվածները ցուցադրվում են ավելի մուգ գույնով:

J. Mather: «Սկզբում եղել է Մեծ պայթյուն−այնպես որ մենք հիմա խոսում ենք մեծ վստահությամբ: COBE արբանյակը, որն առաջարկվել է որպես նախագիծ 1974 թվականին Ազգային ավիացիայի և տիեզերական գործակալության (NASA) կողմից և արձակվել է 1989 թվականին, դրա համար շատ ամուր ապացույց է. տիեզերական միկրոալիքային ֆոնային ճառագայթումը (CMBR) ունի սպեկտր՝ մոտ կատարյալ սև մարմնի ջերմաստիճանի:
2,725 ± 0,001 Կ, և այս ճառագայթումը իզոտրոպ է (նույնը բոլոր ուղղություններով) 7 ° կամ ավելի անկյունային մասշտաբով 10-ից ոչ ավելի մեկ միլիոնի հարաբերական ստանդարտ շեղումով: Այս ճառագայթումը մեկնաբանվում է որպես Տիեզերքի էվոլյուցիայի չափազանց տաք և խիտ վաղ փուլի հետք: Նման տաք և խիտ փուլում ֆոտոնների ծնունդն ու ոչնչացումը, ինչպես նաև նրանց միջև հավասարակշռության հաստատումը և նյութի և էներգիայի բոլոր այլ ձևերի հետ, շատ արագ տեղի կունենան՝ համեմատած Տիեզերքի ընդլայնման բնորոշ ժամանակային մասշտաբի հետ։ . Նման վիճակն անմիջապես կառաջացնի սև մարմնի ճառագայթում: Ընդլայնվող Տիեզերքը պետք է պահպանի այս սպեկտրի սև մարմնի սպեկտրը, ուստի ցանկացած զգալի շեղում չափելով իդեալական սև մարմնի ճառագայթման սպեկտրից, կա՛մ կզրկվի Մեծ պայթյունի ամբողջ գաղափարից, կա՛մ ցույց կտա, որ արագ հավասարակշռությունից հետո որոշակի էներգիա է ավելացվել։ դեպի CMBR (օրինակ՝ որոշ առաջնային մասնիկների քայքայման արդյունքում): Այն փաստը, որ այս ճառագայթումը այդքան բարձր աստիճանի իզոտրոպ է, հիմնական ապացույցն է, որ այն գալիս է Մեծ պայթյունից»:

Բրինձ. 54. Ռոբերտ Ուիլսոնը և Առնո Պենզիասը ալեհավաքի մոտ, որի վրա արձանագրվել է մասունքային ճառագայթումը:

J. Smoot: «Համաձայն տաք Տիեզերքի տեսության՝ մասունքային ճառագայթումը մնացորդային ճառագայթում է, որը ձևավորվել է Տիեզերքի էվոլյուցիայի ամենավաղ բարձր ջերմաստիճանի փուլերում՝ 13,7 միլիարդ տարի առաջ ժամանակակից Տիեզերքի ընդլայնման սկզբին մոտ ժամանակներում: Ռելիկտային ճառագայթումն ինքնին կարող է օգտագործվել որպես Տիեզերքի դինամիկան և երկրաչափությունը չափելու հզոր գործիք: Մասունքային ճառագայթումը հայտնաբերվել է Պենզիասի և Վիլսոնի կողմից Լաբորատորիայում: Բելը 1964 թ
Նրանք հայտնաբերեցին մշտական ​​իզոտրոպ ճառագայթում մոտ 3,2 Կ թերմոդինամիկական ջերմաստիճանով: Միևնույն ժամանակ, Փրինսթոնի ֆիզիկոսները (Դիկ, Փիբլս, Ուիլկինսոն և Ռոլ) փորձ էին մշակում՝ չափելու տաք տիեզերքի տեսության կողմից կանխատեսված մասունքային ճառագայթումը: Պենզիասի և Վիլսոնի կողմից ռելիկտային ճառագայթման պատահական հայտնաբերումը նոր դարաշրջան բացեց տիեզերագիտության մեջ՝ սկիզբ դնելով դրա վերափոխումը առասպելից և ենթադրություններից դեպի լիարժեք գիտական ​​ուղղություն:
Տիեզերական մասունքային ճառագայթման ջերմաստիճանի անիզոտրոպիայի հայտնաբերումը հեղափոխեց Տիեզերքի մեր պատկերացումները, և նրա ժամանակակից ուսումնասիրությունները շարունակում են հեղափոխել տիեզերագիտությունը: CMB ջերմաստիճանի տատանումների անկյունային ուժային սպեկտրի կառուցումը բարձրավանդակով, ակուստիկ գագաթներով և քայքայվող բարձր հաճախականությամբ ծայրով հանգեցրեց ստանդարտ տիեզերագիտական ​​մոդելի հաստատմանը, որում տարածության երկրաչափությունը հարթ է (համապատասխանում է կրիտիկական խտությանը), մութ էներգիան և մութ նյութը գերակշռում են, և կա միայն մի փոքր սովորական նյութ: Համաձայն այս հաջողությամբ հաստատված մոդելի, Տիեզերքի դիտելի կառուցվածքը ձևավորվել է գրավիտացիոն անկայունության պատճառով, որն ուժեղացրել է քվանտային տատանումները, որոնք առաջացել են շատ վաղ գնաճային դարաշրջանում: Ընթացիկ և ապագա դիտարկումները կփորձարկեն այս մոդելը և կորոշեն հիմնական տիեզերաբանական պարամետրերը ակնառու ճշգրտությամբ և նշանակությամբ»:

Տիեզերական էլեկտրամագնիսական ճառագայթումը, որը Երկիր է հասնում երկնքի բոլոր կողմերից մոտավորապես նույն ինտենսիվությամբ և ունի բացարձակ սև մարմնի ճառագայթմանը բնորոշ սպեկտր՝ մոտ 3 Կ ջերմաստիճանում (3 աստիճան Կելվինի բացարձակ սանդղակով, որը համապատասխանում է. -270 ° C): Այս ջերմաստիճանում ճառագայթման հիմնական մասը ընկնում է ռադիոալիքների վրա՝ սանտիմետր և միլիմետր միջակայքում: Ռելիկտային ճառագայթման էներգիայի խտությունը 0,25 էՎ / սմ 3 է:
Փորձարարական ռադիոաստղագետները նախընտրում են այս ճառագայթումն անվանել «տիեզերական միկրոալիքային ֆոն» (CMB): Տեսական աստղաֆիզիկոսները հաճախ այն անվանում են «ռելիկտային ճառագայթում» (տերմինը առաջարկել է ռուս աստղաֆիզիկոս Ի.Ս. Շկլովսկին), քանի որ այսօր ընդհանուր ընդունված տաք Տիեզերքի տեսության շրջանակներում այս ճառագայթումն առաջացել է մեր աշխարհի ընդլայնման վաղ փուլում։ , երբ նրա նյութը գործնականում միատարր էր և շատ տաք։ Երբեմն գիտական ​​և հանրամատչելի գրականության մեջ կարելի է հանդիպել նաև «եռաստիճան տիեզերական ճառագայթում» տերմինը։ Հետևյալում մենք այս ճառագայթումը կանվանենք «ռելիկտ»։
Ռելիկտային ճառագայթման հայտնաբերումը 1965 թվականին մեծ նշանակություն ունեցավ տիեզերագիտության համար. այն դարձավ 20-րդ դարի բնագիտության կարևորագույն ձեռքբերումներից մեկը։ և տիեզերագիտության համար ամենակարևորը գալակտիկաների սպեկտրներում կարմիր տեղաշարժի հայտնաբերումից ի վեր: Թույլ մասունքային ճառագայթումը մեզ տեղեկատվություն է բերում մեր Տիեզերքի գոյության առաջին պահերի մասին, այն հեռավոր դարաշրջանի մասին, երբ ամբողջ Տիեզերքը շոգ էր, և այնտեղ չկար մոլորակներ, աստղեր կամ գալակտիկաներ: Այս ճառագայթման մանրամասն չափումները, որոնք իրականացվել են վերջին տարիներին՝ օգտագործելով ցամաքային, ստրատոսֆերային և տիեզերական աստղադիտարանները, բացում են Տիեզերքի հենց ծննդյան առեղծվածի շղարշը:
Տաք տիեզերքի տեսություն. 1929 թվականին ամերիկացի աստղագետ Էդվին Հաբլը (1889-1953) հայտնաբերեց, որ գալակտիկաների մեծ մասը հեռանում է մեզանից, և որքան արագ է, որքան հեռու է գալակտիկան (Հաբլի օրենք): Սա մեկնաբանվեց որպես տիեզերքի ընդհանուր ընդլայնում, որը սկսվել է մոտ 15 միլիարդ տարի առաջ: Հարց առաջացավ այն մասին, թե ինչպիսի տեսք ուներ Տիեզերքը հեռավոր անցյալում, երբ գալակտիկաները նոր էին սկսում հեռանալ միմյանցից, և նույնիսկ ավելի վաղ: Թեև Էյնշտեյնի հարաբերականության ընդհանուր տեսության վրա հիմնված և Տիեզերքի դինամիկան նկարագրող մաթեմատիկական ապարատը ստեղծվել է դեռևս 1920-ական թվականներին Վիլեմ դե Սիտերի (1872-1934), Ալեքսանդր Ֆրիդմանի (1888-1925) և Ժորժ Լեմետրի (1894-19) կողմից: Տիեզերքի ֆիզիկական վիճակի մասին նրա էվոլյուցիայի վաղ դարաշրջանում անհայտ էր: Անգամ վստահություն չկար, որ Տիեզերքի պատմության մեջ կա որոշակի պահ, որը կարելի է համարել «ընդլայնման սկիզբ»։
1940-ական թվականներին միջուկային ֆիզիկայի զարգացումը թույլ տվեց ստեղծել Տիեզերքի էվոլյուցիայի տեսական մոդելներ անցյալում, երբ նրա նյութը պետք է սեղմվեր բարձր խտության, որի դեպքում հնարավոր էին միջուկային ռեակցիաներ: Այս մոդելները, առաջին հերթին, պետք է բացատրեին Տիեզերքի նյութի բաղադրությունը, որն այդ ժամանակ արդեն բավականաչափ հուսալիորեն չափվել էր աստղերի սպեկտրների դիտարկումներից. միջինում դրանք բաղկացած են ջրածնի 2/3-ից և 1-ից։ /3 հելիում, և բոլոր մյուս քիմիական տարրերը միասին վերցրած կազմում են ոչ ավելի, քան 2%: Ներմիջուկային մասնիկների՝ պրոտոնների և նեյտրոնների հատկությունների իմացությունը թույլ է տվել հաշվարկել Տիեզերքի ընդլայնման սկզբի տարբերակները, որոնք տարբերվում են այս մասնիկների սկզբնական պարունակությամբ և նյութի ջերմաստիճանով և ճառագայթմամբ թերմոդինամիկական հավասարակշռության մեջ։ այն. Տարբերակներից յուրաքանչյուրը տվել է Տիեզերքի սկզբնական նյութի իր բաղադրությունը:
Եթե ​​բաց թողնենք մանրամասները, ապա գոյություն ունեն երկու սկզբունքորեն տարբեր հնարավորություններ այն պայմանների համար, որոնցում տեղի է ունեցել Տիեզերքի ընդարձակման սկիզբը. նրա նյութը կարող է լինել կամ սառը կամ տաք: Միջուկային ռեակցիաների հետեւանքներն այս դեպքում սկզբունքորեն տարբերվում են միմյանցից։ Թեև Տիեզերքի թեժ անցյալի հնարավորության գաղափարը արտահայտվել է Լեմատրի վաղ աշխատություններում, պատմականորեն սառը մեկնարկի հնարավորությունը համարվում էր առաջինը 1930-ականներին:
Առաջին ենթադրություններում ենթադրվում էր, որ տիեզերքի ողջ նյութը սկզբում գոյություն է ունեցել սառը նեյտրոնների տեսքով: Ավելի ուշ պարզվեց, որ նման ենթադրությունը հակասում է դիտարկումներին։ Բանն այն է, որ ազատ վիճակում նեյտրոնը քայքայվում է միջինը 15 րոպե հետո իր հայտնվելուց հետո՝ վերածվելով պրոտոնի, էլեկտրոնի և հականեյտրինոյի։ Ընդարձակվող Տիեզերքում առաջացած պրոտոնները կսկսեն միավորվել դեռևս մնացած նեյտրոնների հետ՝ ձևավորելով դեյտերիումի ատոմների միջուկները։ Ավելին, միջուկային ռեակցիաների շղթան կհանգեցնի հելիումի ատոմների միջուկների ձևավորմանը: Ավելի բարդ ատոմային միջուկներ, ինչպես ցույց են տալիս հաշվարկները, այս դեպքում գործնականում չեն առաջանում։ Արդյունքում ամբողջ նյութը կվերածվի հելիումի։ Այս եզրակացությունը կտրուկ հակասում է աստղերի և միջաստղային նյութի դիտարկումներին։ Բնության մեջ քիմիական տարրերի առատությունը մերժում է սառը նեյտրոնների տեսքով նյութի ընդլայնման սկզբի վարկածը։
1946 թվականին ԱՄՆ-ում Տիեզերքի ընդլայնման սկզբնական փուլերի «թեժ» տարբերակն առաջարկեց ռուս ծագումով ֆիզիկոս Գեորգի Գամովը (1904-1968): 1948 թվականին հրատարակվել է նրա գործընկերների՝ Ռալֆ Ալֆերի և Ռոբերտ Հերմանի աշխատությունը, որտեղ դիտարկվել են միջուկային ռեակցիաները տաք նյութում տիեզերական ընդարձակման սկզբում, որպեսզի ձեռք բերվի տարբեր քիմիական տարրերի քանակի և դրանց միջև առկա կապը։ իզոտոպներ. Այդ տարիներին նյութի էվոլյուցիայի առաջին պահերին բոլոր քիմիական տարրերի ծագումը բացատրելու ցանկությունը բնական էր նրանց սինթեզով։ Փաստն այն է, որ այն ժամանակ Տիեզերքի ընդլայնման սկզբից անցած ժամանակը սխալմամբ գնահատվել է ընդամենը 2-4 միլիարդ տարի: Դա պայմանավորված էր Հաբլի հաստատունի գերագնահատված արժեքով, որն այդ տարիներին հետևում էր աստղագիտական ​​դիտարկումներին:
Համեմատելով Տիեզերքի 2-4 միլիարդ տարվա տարիքը Երկրի գնահատված տարիքի հետ՝ մոտ 4 միլիարդ տարի, պետք էր ենթադրել, որ Երկիրը, Արևը և աստղերը առաջացել են առաջնային նյութից՝ պատրաստի քիմիական բաղադրությամբ: Ենթադրվում էր, որ այս կազմը որևէ էական ձևով չի փոխվել, քանի որ աստղերում տարրերի սինթեզը դանդաղ գործընթաց է, և դրա իրականացման համար ժամանակ չկար մինչև Երկրի և այլ մարմինների ձևավորումը:
Արտագալակտիկական հեռավորությունների սանդղակի հետագա վերանայումը հանգեցրեց Տիեզերքի դարաշրջանի վերանայմանը: Աստղերի էվոլյուցիայի տեսությունը հաջողությամբ բացատրում է բոլոր ծանր տարրերի (հելիումից ծանր) ծագումը աստղերում նրանց նուկլեոսինթեզով։ Այլևս կարիք չկա բացատրելու բոլոր տարրերի, այդ թվում՝ ծանր տարրերի ծագումը Տիեզերքի ընդլայնման վաղ փուլում: Սակայն տաք Տիեզերքի վարկածի էությունը ճիշտ է պարզվել։
Մյուս կողմից, աստղերի և միջաստղային գազի հելիումի պարունակությունը կազմում է մոտ 30% զանգվածով։ Սա շատ ավելին է, քան աստղերի միջուկային ռեակցիաները կարող են բացատրել: Սա նշանակում է, որ հելիումը, ի տարբերություն ծանր տարրերի, պետք է սինթեզվի Տիեզերքի ընդարձակման սկզբում, բայց միևնույն ժամանակ՝ սահմանափակ քանակությամբ։
Gamow-ի տեսության հիմնական գաղափարը հենց այն է, որ նյութի բարձր ջերմաստիճանը խոչընդոտում է ամբողջ նյութի վերածումը հելիումի: Ընդարձակման սկզբից 0,1 վրկ-ի պահին ջերմաստիճանը կազմել է մոտ 30 միլիարդ Կ։ Նման տաք նյութում կան բարձր էներգիայի բազմաթիվ ֆոտոններ։ Ֆոտոնների խտությունն ու էներգիան այնքան մեծ են, որ տեղի է ունենում լույսի փոխազդեցություն լույսի հետ, ինչը հանգեցնում է էլեկտրոն-պոզիտրոն զույգերի ստեղծմանը։ Զույգերի ոչնչացումն իր հերթին կարող է հանգեցնել ֆոտոնների արտադրության, ինչպես նաև նեյտրինոների և հականեյտրինոների զույգերի առաջացմանը։ Այս «ջրվող կաթսան» սովորական նյութ է պարունակում։ Բարդ ատոմային միջուկներ չեն կարող գոյություն ունենալ շատ բարձր ջերմաստիճաններում: Նրանք ակնթարթորեն կփշրվեին շրջակա էներգետիկ մասնիկներից: Հետևաբար, նյութի ծանր մասնիկները գոյություն ունեն նեյտրոնների և պրոտոնների տեսքով: Էներգետիկ մասնիկների հետ փոխազդեցության արդյունքում նեյտրոններն ու պրոտոնները արագ փոխակերպվում են միմյանց: Այնուամենայնիվ, նեյտրոնները պրոտոնների հետ համատեղելու ռեակցիաները չեն ընթանում, քանի որ արդյունքում առաջացող դեյտերիումի միջուկը անմիջապես կոտրվում է բարձր էներգիայի մասնիկներով: Այսպիսով, հենց սկզբում բարձր ջերմաստիճանի պատճառով շղթան կոտրվում է՝ հանգեցնելով հելիումի առաջացման։
Միայն այն ժամանակ, երբ տիեզերքը, ընդարձակվելով, սառչում է մինչև միլիարդ կելվինից ցածր ջերմաստիճան, ստեղծված դեյտերիումի որոշ քանակություն արդեն պահպանվում է և հանգեցնում հելիումի սինթեզի: Հաշվարկները ցույց են տալիս, որ նյութի ջերմաստիճանը և խտությունը կարող են համընկնել այնպես, որ այս պահին նյութի մեջ նեյտրոնների բաժինը կազմում է մոտ 15% զանգվածային: Այս նեյտրոնները միավորվում են նույն թվով պրոտոնների հետ՝ կազմելով հելիումի մոտ 30%-ը։ Մնացած ծանր մասնիկները մնացել են պրոտոնների տեսքով՝ ջրածնի ատոմների միջուկներ։ Միջուկային ռեակցիաներն ավարտվում են տիեզերքի ընդարձակման սկզբից առաջին հինգ րոպեից հետո: Հետագայում, երբ Տիեզերքն ընդարձակվում է, նրա նյութի և ճառագայթման ջերմաստիճանը նվազում է: 1948-ին Գամովի, Ալֆերի և Հերմանի աշխատություններից հետևում է. սկզբնական տաք ճառագայթման մնացորդ («մասունք»), և ժամանակակից ջերմաստիճանը այս ռելիկտային ճառագայթումը պետք է լինի մոտ 5 Կ։
Այնուամենայնիվ, տիեզերական ընդլայնման սկզբի տարբեր տարբերակների վերլուծությունը չի ավարտվել Գամովի վարկածով։ 1960-ականների սկզբին սառը տարբերակին վերադառնալու հնարամիտ փորձ կատարեց Յա Բ Զելդովիչը, ով առաջարկեց, որ սկզբնական սառը նյութը բաղկացած է պրոտոններից, էլեկտրոններից և նեյտրինոներից: Ինչպես ցույց տվեց Զելդովիչը, նման խառնուրդը ընդլայնվելուց հետո վերածվում է մաքուր ջրածնի։ Հելիումը և մյուս քիմիական տարրերը, ըստ այս վարկածի, սինթեզվել են ավելի ուշ, երբ ձևավորվել են աստղերը։ Նշենք, որ մինչ այս աստղագետներն արդեն գիտեին, որ Տիեզերքը մի քանի անգամ ավելի հին է, քան Երկիրը և մեզ շրջապատող աստղերի մեծ մասը, և նախաստղային նյութում հելիումի առատության մասին տվյալները դեռևս շատ անորոշ էին այդ տարիներին:
Թվում է, թե մասունքային ճառագայթման որոնումը կարող է դառնալ Տիեզերքի սառը և տաք մոդելների միջև ընտրության որոշիչ թեստը: Բայց չգիտես ինչու, Գամովի և նրա գործընկերների կանխատեսումից հետո երկար տարիներ ոչ ոք գիտակցաբար չի փորձել հայտնաբերել այս ճառագայթումը: Այն միանգամայն պատահաբար հայտնաբերել են 1965 թվականին ամերիկյան «Bell» ընկերության ռադիոֆիզիկոսներ Ռ.Վիլսոնը և Ա.Պենզիասը, ովքեր 1978 թվականին արժանացել են Նոբելյան մրցանակի։
Ռելիկտային ճառագայթման հայտնաբերման ուղղությամբ։ 1960-ականների կեսերին աստղաֆիզիկոսները շարունակեցին տեսականորեն ուսումնասիրել տիեզերքի տաք մոդելը։ Ռելիկտային ճառագայթման ակնկալվող բնութագրերի հաշվարկն իրականացվել է 1964 թվականին Ա.Գ.Դորոշկևիչի և Ի.Դ.Նովիկովի կողմից ԽՍՀՄ-ում և անկախ Ֆ.Հոյլի և Ռ.Ջ.Թեյլորի կողմից Մեծ Բրիտանիայում։ Բայց այս աշխատանքները, ինչպես Գամովի և գործընկերների ավելի վաղ ստեղծագործությունները, ուշադրություն չգրավեցին։ Բայց նրանք արդեն համոզիչ կերպով ցույց են տվել, որ ռելիկտային ճառագայթումը կարելի է դիտարկել։ Չնայած մեր դարաշրջանում այս ճառագայթման ծայրահեղ թուլությանը, այն, բարեբախտաբար, գտնվում է էլեկտրամագնիսական սպեկտրի այն հատվածում, որտեղ բոլոր մյուս տիեզերական աղբյուրները ընդհանուր առմամբ արձակում են նույնիսկ ավելի թույլ աղբյուրներ: Հետևաբար, մասունքային ճառագայթման նպատակային որոնումը պետք է հանգեցներ դրա հայտնաբերմանը, բայց ռադիոաստղագետները չգիտեին այս մասին:
Ահա թե ինչ է ասել Ա. Պենզիասը իր Նոբելյան դասախոսության մեջ. «Ռելիկտային ճառագայթման առաջին հրապարակված ճանաչումը որպես ռադիոտիրույթում նկատելի երևույթ հայտնվեց 1964 թվականի գարնանը Ա.Գ. Դորոշկևիչի և Ի.Դ. Ճառագայթման միջին խտությունը Մետագալակտիկայում և հարաբերական տիեզերաբանության որոշ հարցեր... Թեև անգլերեն թարգմանությունը հայտնվեց նույն թվականին, մի փոքր ավելի ուշ, հայտնի «Soviet Physics - Doklady» ամսագրում, հոդվածը, ըստ երևույթին, չգրավեց այս ոլորտի այլ մասնագետների ուշադրությունը։ Այս ուշագրավ հոդվածը ոչ միայն եզրակացրեց CMB-ի սպեկտրը որպես սև մարմնի ալիքային երևույթ, այլ նաև հստակորեն կենտրոնացավ Քրոուֆորդ Հիլլի Bell լաբորատորիաների քսան ոտնաչափ եղջյուրի ռեֆլեկտորի վրա՝ որպես այն հայտնաբերելու ամենահարմար գործիք: (մեջբերումը՝ Շարով Ա.Ս., Նովիկով Ի.Դ. Մարդը, ով հայտնաբերեց տիեզերքի պայթյունը. Էդվին Հաբլի կյանքն ու գործըՄ., 1989):
Ցավոք, այս հոդվածն աննկատ մնաց թե տեսաբանների, թե դիտորդների կողմից. դա չի խթանել մասունքային ճառագայթման որոնումը: Գիտության պատմաբանները դեռ մտածում են, թե ինչու երկար տարիներ ոչ ոք չի փորձել գիտակցաբար փնտրել տաք Տիեզերքի ճառագայթումը: Հետաքրքիր է, որ անցյալում այս հայտնագործությունը 20-րդ դարի ամենամեծերից մեկն է: - գիտնականները մի քանի անգամ անցան՝ չնկատելով դա։
Օրինակ, ռելիկտային ճառագայթումը կարող էր հայտնաբերվել դեռևս 1941 թվականին: Այնուհետև կանադացի աստղագետ Է. Մաքքելարը վերլուծեց կլանման գծերը, որոնք առաջանում են Zeta Ophiuchus աստղի սպեկտրում միջաստեղային ցիանոգենի մոլեկուլների կողմից: Նա եկել է այն եզրակացության, որ սպեկտրի տեսանելի հատվածում այս գծերը կարող են առաջանալ միայն այն ժամանակ, երբ լույսը կլանում է պտտվող ցիանոգենի մոլեկուլները, և դրանց պտույտը պետք է գրգռվի մոտ 2,3 Կ ջերմաստիճան ունեցող ճառագայթման միջոցով: Իհարկե, ոչ ոք չէր կարող ունենալ: այն ժամանակ մտածվեց, որ այս մոլեկուլների պտտվող մակարդակների գրգռումը պայմանավորված է մասունքային ճառագայթմամբ: Միայն 1965 թվականին դրա հայտնաբերումից հետո հրապարակվեցին ԻՍՇկլովսկու, Ջ. Ֆիլդի և այլոց աշխատությունները, որոնցում ցույց տվեցին, որ միջաստեղային ցիանոգենի մոլեկուլների պտույտի գրգռումը, որոնց գծերը հստակ նկատվում են բազմաթիվ աստղերի սպեկտրներում, առաջացել է հենց ռելիկտային ճառագայթումից։
Ավելի դրամատիկ պատմություն է տեղի ունեցել 1950-ականների կեսերին։ Այնուհետև երիտասարդ գիտնական Թ.Ա. հետագայում Պենզիասի և Վիլսոնի կողմից։ Շմաոնովը ուշադիր ուսումնասիրել է հնարավոր միջամտությունը։ Իհարկե, այն ժամանակ նա դեռ չուներ այնպիսի զգայուն ընդունիչներ, որոնք հետագայում հայտնվեցին ամերիկացիների ձեռքում։ Շմաոնովի չափումների արդյունքները տպագրվել են 1957 թվականին նրա թեկնածուական թեզում և «Instruments and Experimental Techniques» ամսագրում։ Այս չափումներից եզրակացությունը հետևյալն էր. «Պարզվեց, որ ֆոնային ռադիոհաղորդման արդյունավետ ջերմաստիճանի բացարձակ արժեքը ... հավասար է 4 ± 3 Կ»: Շմաոնովը նշել է ճառագայթման ինտենսիվության անկախությունը երկնքի ուղղությունից և ժամանակից։ Չնայած չափման սխալները մեծ էին, և կարիք չկա խոսել 4 թվի հավաստիության մասին, մեզ համար այժմ պարզ է, որ Շմաոնովը ճշգրիտ չափել է մասունքային ճառագայթումը։ Ցավոք, ոչ ինքը, ոչ էլ մյուս ռադիոաստղագետները ոչինչ չգիտեին մասունքային ճառագայթման հնարավորության մասին և պատշաճ նշանակություն չէին տալիս այդ չափումներին։
Վերջապես, մոտ 1964 թվականին Փրինսթոնից (ԱՄՆ) հայտնի փորձարար ֆիզիկոս Ռոբերտ Դիկեն միտումնավոր մոտեցավ այս խնդրին։ Թեև նրա հիմնավորումը հիմնված էր «տատանվող» տիեզերքի տեսության վրա, որը բազմիցս ենթարկվում է ընդարձակման և կծկման, Դիկեն հստակ հասկանում էր մասունքային ճառագայթման որոնման անհրաժեշտությունը։ Նրա նախաձեռնությամբ 1965 թվականի սկզբին երիտասարդ տեսաբան Ֆ.Ջեյ Փիբլսը կատարեց անհրաժեշտ հաշվարկները, և Փ. Ֆոնային ճառագայթման որոնման համար անհրաժեշտ չէ օգտագործել մեծ ռադիոաստղադիտակներ, քանի որ ճառագայթումը գալիս է բոլոր ուղղություններից: Ոչինչ չի շահելու այն փաստից, որ մեծ ալեհավաքը ճառագայթը կենտրոնացնում է երկնքի ավելի փոքր տարածքի վրա: Սակայն Դիկեի խմբին չհաջողվեց կատարել պլանավորված հայտնագործությունը. երբ նրանց սարքավորումներն արդեն պատրաստ էին, նրանց մնում էր միայն հաստատել նախորդ օրը պատահաբար ուրիշների կողմից արված հայտնագործությունը։

Չնայած ժամանակակից սարքերի կիրառմանը և Տիեզերքի ուսումնասիրության նորագույն մեթոդներին, նրա արտաքին տեսքի հարցը դեռ բաց է։ Սա զարմանալի չէ, եթե հաշվի առնենք նրա տարիքը. վերջին տվյալների համաձայն, այն տատանվում է 14-ից 15 միլիարդ տարի: Ակնհայտ է, որ այդ ժամանակից ի վեր շատ քիչ ապացույցներ են եղել համընդհանուր մասշտաբի երբեմնի մեծագույն գործընթացների մասին: Հետեւաբար, ոչ ոք չի համարձակվում որեւէ բան պնդել՝ սահմանափակվելով վարկածներով։ Սակայն նրանցից մեկը վերջերս ստացել է շատ նշանակալի փաստարկ՝ մասունքային ճառագայթում։

1964 թվականին հայտնի լաբորատորիայի երկու աշխատակիցներ, որոնք կատարում էին Էխո արբանյակի ռադիոդիտարկումը, մուտք ունենալով համապատասխան գերզգայուն սարքավորումների, որոշեցին ստուգել իրենց որոշ տեսություններ՝ կապված որոշակի տիեզերական օբյեկտների ներքին ռադիոհաղորդումների հետ:

Երկրային աղբյուրներից հնարավոր միջամտությունը զտելու համար որոշվեց օգտագործել 7,35 սմ: Սակայն ալեհավաքը միացնելուց և կարգավորելուց հետո գրանցվեց տարօրինակ երևույթ՝ որոշակի աղմուկ, մշտական ​​ֆոնային բաղադրիչ, գրանցվեց ամբողջ Տիեզերքում: Դա կախված չէր ոչ այլ մոլորակների նկատմամբ Երկրի դիրքից, որն անմիջապես վերացրեց այդ ռադիոմիջամտությունների ենթադրությունը կամ օրվա ժամին: Ոչ Ռ. Վիլսոնը, ոչ էլ Ա. Պենզիասը նույնիսկ չէին կասկածում, որ հայտնաբերել են տիեզերքի ռելիկտային ճառագայթումը:

Քանի որ նրանցից ոչ ոք դա չենթադրեց՝ «ֆոնը» վերագրելով սարքավորման առանձնահատկություններին (բավական է հիշել, որ օգտագործված միկրոալիքային ալեհավաքն այն ժամանակ ամենազգայունն էր), անցավ գրեթե մեկ տարի, մինչև ակնհայտ դարձավ, որ ձայնագրված աղմուկը բուն Տիեզերքի մի մասը: Ձեռք բերված ռադիոազդանշանի ինտենսիվությունը պարզվեց, որ գործնականում նույնական է 3 Կելվին ջերմաստիճանով ճառագայթման ինտենսիվությանը (1 Կելվինը հավասար է -273 աստիճան Ցելսիուսի): Համեմատության համար՝ զրո Կելվինը համապատասխանում է անշարժ ատոմների օբյեկտի ջերմաստիճանին: տատանվում է 500 ՄՀց-ից մինչև 500 ԳՀց:

Այս պահին Փրինսթոնի համալսարանի երկու տեսաբաններ՝ Ռ. Դիքեն և Դ. Փիբլսը, հիմնվելով Տիեզերքի զարգացման նոր մոդելների վրա, մաթեմատիկորեն հաշվարկեցին, որ այդպիսի ճառագայթումը պետք է գոյություն ունենա և ներթափանցի ամբողջ տարածությունը: Ավելորդ է ասել, որ Պենզիասը, ով պատահաբար իմացել է այս թեմայով դասախոսությունների մասին, կապվել է համալսարանի հետ և հայտնել, որ մասունքային ճառագայթումը գրանցված է։

Մեծ պայթյունի տեսության հիման վրա ամբողջ նյութը ստեղծվել է հսկայական պայթյունի արդյունքում: Դրանից հետո առաջին 300 հազար տարվա ընթացքում տիեզերքը տարրական մասնիկների և ճառագայթման համակցություն էր։ Հետագայում ընդլայնման պատճառով ջերմաստիճանը սկսեց նվազել, ինչը հնարավոր դարձրեց ատոմների հայտնվելը։ Արձանագրված մասունքային ճառագայթումը այդ հեռավոր ժամանակների արձագանքն է: Մինչ տիեզերքն ուներ սահմաններ, մասնիկների խտությունն այնքան մեծ էր, որ ճառագայթումը «կապված» էր, քանի որ մասնիկների զանգվածը արտացոլում էր ցանկացած տեսակի ալիք՝ թույլ չտալով նրանց տարածվել։ Եվ միայն ատոմների առաջացման սկզբից հետո տարածությունը դարձավ «թափանցիկ» ալիքների համար։ Ենթադրվում է, որ մասունքային ճառագայթումն այս կերպ է հայտնվել։ Այս պահին տարածության յուրաքանչյուր խորանարդ սանտիմետրը պարունակում է մոտ 500 բնօրինակ քվանտա, թեև դրանց էներգիան նվազել է գրեթե 100 անգամ։

Տիեզերքի տարբեր մասերում մասունքային ճառագայթումը տարբեր ջերմաստիճաններ ունի: Դա պայմանավորված է առաջնային նյութի տեղակայմամբ ընդարձակվող Տիեզերքում: Այնտեղ, որտեղ ապագա նյութի ատոմների խտությունն ավելի մեծ էր, ճառագայթման մասնաբաժինը և, հետևաբար, նրա ջերմաստիճանը կրճատվեցին: Հենց այս ուղղություններով էլ հետագայում ձևավորվեցին խոշոր օբյեկտները (գալակտիկաները և դրանց կլաստերները):

Ֆոնային ճառագայթման ուսումնասիրությունը վերացնում է անհայտության շղարշը ժամանակի սկզբում տեղի ունեցող բազմաթիվ գործընթացների վրա: