radiația CMB
Radiația de fond extragalactică cu microunde se încadrează în intervalul de frecvență de la 500 MHz la 500 GHz, ceea ce corespunde unor lungimi de undă de la 60 cm la 0,6 mm. Această radiație de fond transportă informații despre procesele care au avut loc în Univers înainte de formarea galaxiilor, quasarurilor și a altor obiecte. Această radiație, numită relicvă, a fost descoperită în 1965, deși a fost prezisă încă din anii 40 de Georgy Gamow și studiată de astronomi timp de zeci de ani.
În Universul în expansiune, densitatea medie a materiei depinde de timp - în trecut era mai mare. Cu toate acestea, în timpul expansiunii, nu numai densitatea se modifică, ci și energia termică a materiei, ceea ce înseamnă că în stadiul incipient al expansiunii, Universul nu era doar dens, ci și fierbinte. În consecință, în timpul nostru ar trebui să existe o radiație reziduală al cărei spectru este același cu spectrul unui corp absolut solid, iar această radiație ar trebui să fie foarte izotropă. În 1964, A.A.Penzias și R. Wilson, testând o antenă radio sensibilă, au descoperit o radiație cu microunde de fond foarte slabă, de care nu au putut scăpa în niciun fel. Temperatura sa s-a dovedit a fi de 2,73 K, ceea ce este aproape de valoarea prezisă. Din experimentele privind studiul izotropiei s-a demonstrat că sursa de radiație de fond cu microunde nu poate fi localizată în interiorul Galaxiei, de atunci ar trebui observată o concentrație de radiație spre centrul Galaxiei. De asemenea, sursa de radiație nu a putut fi localizată în interiorul sistemului solar. s-ar observa o variaţie diurnă a intensităţii radiaţiilor. Din acest motiv, s-a tras o concluzie despre natura extragalactică a acestei radiații de fond. Astfel, ipoteza unui Univers fierbinte a primit o bază de observație.
Pentru a înțelege natura CMB, este necesar să ne întoarcem la procesele care au avut loc în etapele incipiente ale expansiunii Universului. Să luăm în considerare modul în care condițiile fizice din Univers s-au schimbat în timpul procesului de expansiune.
Acum, fiecare centimetru cub de spațiu conține aproximativ 500 de fotoni cosmici de fond cu microunde și există mult mai puțină substanță în acest volum. Deoarece raportul dintre numărul de fotoni și numărul de barioni în procesul de expansiune este păstrat, dar energia fotonilor în cursul expansiunii Universului scade cu timpul datorită deplasării spre roșu, putem concluziona că la un moment dat în în trecut, densitatea de energie a radiațiilor era mai mare decât densitatea de energie a particulelor de materie. Acest timp se numește stadiul de radiație în evoluția Universului. Etapa de radiație a fost caracterizată de egalitatea temperaturii materiei și radiației. În acele zile, radiația a determinat complet natura expansiunii universului. La aproximativ un milion de ani de la începutul expansiunii Universului, temperatura a scăzut la câteva mii de grade și recombinarea electronilor, care anterior erau particule libere, a avut loc cu protoni și nuclee de heliu, adică. formarea atomilor. Universul a devenit transparent pentru radiații, iar această radiație este pe care acum o captăm și o numim relicvă. Adevărat, de atunci, din cauza expansiunii Universului, fotonii și-au redus energia de aproximativ 100 de ori. Figurat vorbind, cuantele de radiație relicve au „întipărit” epoca recombinării și poartă informații directe despre trecutul îndepărtat.
După recombinare, materia a început pentru prima dată să evolueze independent, indiferent de radiație, iar în ea au început să apară densificări - embrionii viitoarelor galaxii și clusterele lor. De aceea, experimentele privind studiul proprietăților radiațiilor relicve - spectrul și fluctuațiile spațiale - sunt atât de importante pentru oamenii de știință. Eforturile lor nu au fost în zadar: la începutul anilor '90. Experimentul spațial rus „Relikt-2” și americanul „Kobe” au descoperit diferențe de temperatură a radiațiilor relicte ale secțiunilor învecinate ale cerului, iar abaterea de la temperatura medie este de numai aproximativ o miime de procent. Aceste variații de temperatură poartă informații despre abaterea densității materiei de la valoarea medie în timpul perioadei de recombinare. După recombinare, materia din Univers a fost distribuită aproape uniform, iar acolo unde densitatea a fost cel puțin puțin peste medie, atracția a fost mai puternică. Variațiile de densitate au fost cele care au condus ulterior la formarea structurilor la scară mare observate în Univers, a clusterelor de galaxii și a galaxiilor individuale. Conform conceptelor moderne, primele galaxii ar fi trebuit să se formeze într-o epocă care corespunde deplasărilor spre roșu de la 4 la 8.
Există vreo șansă de a privi și mai departe epoca premergătoare recombinării? Până în momentul recombinării, presiunea radiației electromagnetice a fost cea care a creat în principal câmpul gravitațional, care a încetinit expansiunea Universului. În această etapă, temperatura a variat invers proporțional cu rădăcina pătrată a timpului scurs de la începutul expansiunii. Să luăm în considerare succesiv diferite etape ale expansiunii Universului timpuriu.
La o temperatură de aproximativ 1013 Kelvin, în Univers s-au născut și s-au anihilat perechi de diverse particule și antiparticule: protoni, neutroni, mezoni, electroni, neutrini etc. Când temperatura a scăzut la 5 * 1012 K, aproape toți protonii și neutronii s-au anihilat. , transformându-se în cuante de radiație; au rămas doar cele pentru care „nu erau suficiente” antiparticule. Din acești protoni și neutroni „în exces” constă în principal substanța Universului observabil modern.
La Т= 2*1010 K, neutrinii atotpenetrători au încetat să interacționeze cu materia – din acel moment ar fi trebuit să rămână „fondul relicve al neutrinilor”, care poate fi detectat în cursul viitoarelor experimente cu neutrini.
Tot ceea ce tocmai s-a spus a avut loc la temperaturi foarte ridicate în prima secundă după începutul expansiunii Universului. La câteva secunde după momentul „nașterii” Universului, a început epoca nucleosintezei primare, când s-au format nucleele de deuteriu, heliu, litiu și beriliu. A durat aproximativ trei minute, iar rezultatul său principal a fost formarea nucleelor de heliu (25% din masa întregii materie a Universului). Elementele rămase, mai grele decât heliul, constituiau o parte neglijabilă a substanței - aproximativ 0,01%.
După epoca nucleosintezei și înainte de epoca recombinării (aproximativ 106 ani), a avut loc o expansiune calmă și o răcire a Universului, iar apoi - la sute de milioane de ani de la început - au apărut primele galaxii și stele.
În ultimele decenii, dezvoltarea cosmologiei și a fizicii particulelor elementare a făcut posibilă luarea în considerare teoretică a perioadei inițiale, „superdense”, a expansiunii Universului. Se dovedește că chiar la începutul expansiunii, când temperatura era incredibil de mare (mai mult de 1028 K), Universul se putea afla într-o stare specială în care s-a extins cu accelerație, iar energia pe unitatea de volum a rămas constantă. Această etapă de expansiune a fost numită inflaționistă. O astfel de stare a materiei este posibilă într-o singură condiție - presiune negativă. Etapa de expansiune inflaționistă ultrarapidă a acoperit o perioadă mică de timp: s-a încheiat în aproximativ 10-36 de secunde. Se crede că adevărata „naștere” a particulelor elementare de materie în forma în care le cunoaștem acum a avut loc imediat după sfârșitul etapei inflaționiste și a fost cauzată de prăbușirea câmpului ipotetic. După aceea, expansiunea universului a continuat prin inerție.
Ipoteza unui Univers inflaționist răspunde la o serie de întrebări importante din cosmologie, care până de curând erau considerate paradoxuri inexplicabile, în special, întrebarea despre cauza expansiunii Universului. Dacă în istoria sa Universul a trecut într-adevăr printr-o eră în care a existat o presiune negativă mare, atunci gravitația ar trebui inevitabil să provoace nu atracția, ci respingerea reciprocă a particulelor materiale. Și asta înseamnă că Universul a început să se extindă rapid, exploziv. Desigur, modelul Universului inflaționist este doar o ipoteză: chiar și o verificare indirectă a pozițiilor sale necesită astfel de instrumente, care pur și simplu nu sunt încă create în prezent. Cu toate acestea, ideea expansiunii accelerate a Universului în cea mai timpurie etapă a evoluției sale a devenit ferm stabilită în cosmologia modernă.
Vorbind despre Universul timpuriu, suntem brusc transferați de la cele mai mari scale cosmice în regiunea microlumii, care este descrisă de legile mecanicii cuantice. Fizica particulelor elementare și a energiilor superînalte este strâns împletită în cosmologie cu fizica sistemelor astronomice gigantice. Cel mai mare și cel mai mic se îmbină aici unul cu celălalt. Aceasta este frumusețea uimitoare a lumii noastre, plină de interconexiuni neașteptate și unitate profundă.
Manifestările vieții pe Pământ sunt extrem de diverse. Viața pe Pământ este reprezentată de ființe nucleare și prenucleare, unicelulare și pluricelulare; multicelulare, la rândul lor, sunt reprezentate de ciuperci, plante și animale. Oricare dintre aceste regate unește diferite tipuri, clase, ordine, familii, genuri, specii, populații și indivizi.
În toată varietatea aparent nesfârșită de viețuitoare, se pot distinge mai multe niveluri diferite de organizare a viețuitoarelor: molecular, celular, tisular, organ, ontogenetic, populație, specie, biogeocenotic, biosferic. Nivelurile enumerate sunt evidențiate pentru ușurința studiului. Dacă încercăm să identificăm principalele niveluri, care reflectă nu atât nivelurile de studiu, cât și nivelurile de organizare a vieții pe Pământ, atunci principalele criterii pentru o astfel de selecție ar trebui recunoscute ca prezența unor structuri specifice elementare, discrete și elementare. fenomene. Cu această abordare, se dovedește a fi necesar și suficient să se evidențieze nivelurile molecular-genetice, ontogenetice, populației-specii și biogeocenotice (N.V. Timofeev-Resovsky și alții).
Nivel genetic molecular. În studiul acestui nivel, aparent, cea mai mare claritate a fost obținută în definirea conceptelor de bază, precum și în identificarea structurilor și fenomenelor elementare. Dezvoltarea teoriei cromozomiale a eredității, analiza procesului de mutație și studiul structurii cromozomilor, fagilor și virușilor au relevat principalele caracteristici ale organizării structurilor genetice elementare și fenomenele asociate acestora. Se știe că principalele structuri de la acest nivel (coduri ale informațiilor ereditare transmise din generație în generație) sunt ADN, diferențiat ca lungime în elemente de cod – triplete de baze azotate care formează gene.
Genele la acest nivel de organizare a vieții reprezintă unități elementare. Principalele fenomene elementare asociate genelor pot fi considerate modificări structurale locale ale acestora (mutații) și transferul informațiilor stocate în ele către sistemele de control intracelular.
Reduplicarea covariantă are loc conform principiului matricei prin ruperea legăturilor de hidrogen ale dublei helix ADN cu participarea enzimei ADN polimerază. Apoi fiecare dintre catene construiește un fir corespunzător pentru sine, după care noile catene sunt conectate complementar între ele.Bazele pirimidinice și purinice ale catenelor complementare sunt legate de hidrogen între ele prin ADN polimerază. Acest proces este foarte rapid. Astfel, autoasamblarea ADN-ului Escherichia coli, care constă din aproximativ 40 de mii de perechi de baze, necesită doar 100 s. Informația genetică este transferată de la nucleu de moleculele de ARNm la citoplasmă la ribozomi și este implicată în sinteza proteinelor acolo. O proteină care conține mii de aminoacizi este sintetizată într-o celulă vie în 5-6 minute, în timp ce în bacterii este mai rapidă.
Principalele sisteme de control, atât în reduplicarea convariantă, cât și în transferul de informații intracelular, utilizează „principiul matricei”, adică. sunt matrici, lângă care sunt construite macromoleculele specifice corespunzătoare. În prezent, codul încorporat în structura acizilor nucleici, care servește drept matrice în sinteza structurilor proteinelor specifice din celule, este descifrat cu succes. Reduplicarea bazată pe copierea matricei păstrează nu numai norma genetică, ci și abaterile de la aceasta, adică. mutații (baza procesului evolutiv). Cunoașterea suficient de exactă a nivelului molecular-genetic este o condiție prealabilă necesară pentru o înțelegere clară a fenomenelor vieții care apar la toate celelalte niveluri de organizare a vieții.
Conținutul articolului
RADIAȚII RELICTE, radiația electromagnetică cosmică care vine pe Pământ din toate părțile cerului cu aproximativ aceeași intensitate și are un spectru caracteristic radiației corpului negru la o temperatură de aproximativ 3 K (3 grade pe scara Kelvin absolută, care corespunde la -270 ° C ). La această temperatură, partea principală a radiației cade pe undele radio din intervalele de centimetri și milimetri. Densitatea de energie a radiației relicve este de 0,25 eV/cm 3 .
Radioastronomii experimentali preferă să numească această radiație „fondul cosmic cu microunde” (CMB). Astrofizicienii teoreticii o numesc adesea „radiație relicvă” (termenul a fost propus de astrofizicianul rus IS Shklovsky), deoarece, în cadrul teoriei Universului fierbinte, general acceptată astăzi, această radiație a apărut într-un stadiu incipient al expansiunii noastre. lume, când substanța sa era practic omogenă și foarte fierbinte. Uneori, în literatura științifică și populară puteți găsi și termenul de „radiație cosmică de trei grade”. În cele ce urmează, vom numi această radiație „relicvă”.
Descoperirea în 1965 a radiației relicve a fost de mare importanță pentru cosmologie; a devenit una dintre cele mai importante realizări ale științei naturii în secolul al XX-lea. și, de departe, cel mai important pentru cosmologie după descoperirea deplasării spre roșu în spectrele galaxiilor. Radiația slabă de relicve ne aduce informații despre primele momente ale existenței Universului nostru, despre acea eră îndepărtată când întreg Universul era fierbinte și nu existau încă planete, stele, galaxii în el. Măsurătorile detaliate ale acestei radiații efectuate în ultimii ani cu ajutorul observatoarelor terestre, stratosferice și spațiale ridică vălul peste misterul însăși nașterii Universului.
teoria universului fierbinte.
În 1929, astronomul american Edwin Hubble (1889–1953) a descoperit că majoritatea galaxiilor se îndepărtează de noi și cu cât galaxia este mai departe (legea lui Hubble). Aceasta a fost interpretată ca o expansiune generală a universului care a început cu aproximativ 15 miliarde de ani în urmă. A apărut întrebarea cum arăta universul în trecutul îndepărtat, când galaxiile tocmai începuseră să se îndepărteze unele de altele, și chiar mai devreme. Deși aparatul matematic bazat pe teoria relativității generale a lui Einstein și care descrie dinamica universului a fost creat în anii 1920 de Willem de Sitter (1872–1934), Alexander Friedmann (1888–1925) și Georges Lemaitre (1894–1966), despre fizic nu se știa nimic despre starea Universului în epoca timpurie a evoluției sale. Nu exista nici măcar o certitudine că a existat un anumit moment din istoria universului care ar putea fi considerat „începutul expansiunii”.
Dezvoltarea fizicii nucleare în anii 1940 a permis dezvoltarea unor modele teoretice ale evoluției universului în trecut, când materia sa trebuia să fie comprimată la o densitate mare, la care reacțiile nucleare erau posibile. Aceste modele, în primul rând, trebuiau să explice compoziția materiei Universului, care până atunci fusese deja măsurată destul de fiabil din observațiile spectrelor stelelor: în medie, ele constau din 2/3 de hidrogen și 1/3 din heliu și toate celelalte elemente chimice luate împreună nu reprezintă mai mult de 2%. Cunoașterea proprietăților particulelor intranucleare - protoni și neutroni - a făcut posibilă calcularea opțiunilor pentru începutul expansiunii Universului, care diferă în conținutul inițial al acestor particule și temperatura substanței și radiația care se află în echilibru termodinamic. Cu acesta. Fiecare dintre variante a oferit propria sa compoziție a substanței inițiale a Universului.
Dacă omitem detaliile, atunci există două posibilități fundamental diferite pentru condițiile în care a avut loc începutul expansiunii Universului: substanța sa ar putea fi fie rece, fie fierbinte. Consecințele reacțiilor nucleare sunt fundamental diferite unele de altele. Deși Lemaitre a exprimat ideea posibilității unui trecut fierbinte al Universului în lucrările sale timpurii, posibilitatea unui început rece a fost considerată istoric mai întâi în anii 1930.
În primele ipoteze, se credea că toată materia Universului a existat la început sub formă de neutroni reci. Mai târziu s-a dovedit că o astfel de presupunere contrazice observațiile. Cert este că un neutron în stare liberă se descompune în medie la 15 minute de la apariția lui, transformându-se într-un proton, un electron și un antineutrin. Într-un univers în expansiune, protonii rezultați ar începe să se combine cu neutronii rămași, formând nucleele atomilor de deuteriu. Mai mult, un lanț de reacții nucleare ar duce la formarea de nuclee de atomi de heliu. Nucleele atomice mai complexe, după cum arată calculele, practic nu apar în acest caz. Ca rezultat, toată materia s-ar transforma în heliu. O astfel de concluzie este în contradicție puternică cu observațiile stelelor și ale materiei interstelare. Prevalența elementelor chimice în natură respinge ipoteza începutului expansiunii materiei sub formă de neutroni reci.
În 1946, în Statele Unite, o versiune „fierbinte” a etapelor inițiale ale expansiunii Universului a fost propusă de fizicianul de origine rusă Georgy Gamov (1904-1968). În 1948, a fost publicată lucrarea colaboratorilor săi Ralph Alfer și Robert Herman, care considera reacțiile nucleare în materia fierbinte la începutul expansiunii cosmologice pentru a obține raportul observat în prezent între numărul diferitelor elemente chimice și izotopii acestora. În acei ani, dorința de a explica originea tuturor elementelor chimice prin sinteza lor în primele momente ale evoluției materiei era firească. Faptul este că la acea vreme ei estimau în mod eronat timpul care se scursese de la începutul expansiunii Universului la doar 2-4 miliarde de ani. Acest lucru s-a datorat valorii supraestimate a constantei Hubble, care a urmat în acei ani din observațiile astronomice.
Comparând vârsta Universului la 2–4 miliarde de ani cu vârsta estimată a Pământului – aproximativ 4 miliarde de ani – a fost necesar să presupunem că Pământul, Soarele și stelele s-au format din materie primară cu o compoziție chimică gata făcută. . Se credea că această compoziție nu s-a schimbat în mod semnificativ, deoarece sinteza elementelor în stele este un proces lent și nu a existat timp pentru implementarea sa înainte de formarea Pământului și a altor corpuri.
Revizuirea ulterioară a scalei distanțelor extragalactice a dus și la o revizuire a vârstei Universului. Teoria evoluției stelare explică cu succes originea tuturor elementelor grele (mai grele decât heliul) prin nucleosinteza lor în stele. Nu a fost nevoie să explicăm originea tuturor elementelor, inclusiv a celor grele, într-un stadiu incipient al expansiunii Universului. Cu toate acestea, esența ipotezei universului fierbinte s-a dovedit a fi corectă.
Pe de altă parte, abundența heliului în stele și gazul interstelar este de aproximativ 30% din masă. Acest lucru este mult mai mult decât poate fi explicat prin reacțiile nucleare din stele. Aceasta înseamnă că heliul, spre deosebire de elementele grele, ar trebui sintetizat la începutul expansiunii Universului, dar în același timp - într-o cantitate limitată.
Ideea principală a teoriei lui Gamow este tocmai că temperatura ridicată a materiei împiedică transformarea întregii materii în heliu. În momentul de față, la 0,1 secunde de la începutul expansiunii, temperatura era de aproximativ 30 miliarde K. Într-o substanță atât de fierbinte există mulți fotoni de înaltă energie. Densitatea și energia fotonilor sunt atât de mari încât lumina interacționează cu lumina, ducând la crearea perechilor electron-pozitron. Anihilarea perechilor poate duce, la rândul său, la producerea de fotoni, precum și la producerea de perechi de neutrini și antineutrini. În acest „cazan care fierbe” se află materie obișnuită. La temperaturi foarte ridicate, nucleele atomice complexe nu pot exista. Ele ar fi sparte instantaneu de particulele energetice din jur. Prin urmare, particulele grele de materie există sub formă de neutroni și protoni. Interacțiunile cu particulele energetice fac ca neutronii și protonii să se transforme rapid unul în altul. Cu toate acestea, reacțiile de combinare a neutronilor cu protoni nu au loc, deoarece nucleul de deuteriu rezultat este rupt imediat de particule de înaltă energie. Deci, din cauza temperaturii ridicate de la început, lanțul care duce la formarea heliului se rupe.
Abia după ce expansiunea universului se răcește sub un miliard de kelvin, o parte din deuteriul rezultat este deja stocat și duce la fuziunea heliului. Calculele arată că temperatura și densitatea materiei pot fi ajustate astfel încât până în acest moment fracția de neutroni din materie să fie de aproximativ 15% din greutate. Acești neutroni se combină cu același număr de protoni pentru a forma aproximativ 30% heliu. Particulele grele rămase au rămas sub formă de protoni - nucleele atomilor de hidrogen. Reacțiile nucleare se termină după primele cinci minute de la începutul expansiunii universului. În viitor, pe măsură ce Universul se extinde, temperatura materiei sale și radiația scade. Din lucrările lui Gamow, Alfer și Herman din 1948 a rezultat: dacă teoria Universului fierbinte prezice apariția a 30% heliu și 70% hidrogen ca principalele elemente chimice ale naturii, atunci Universul modern trebuie inevitabil să fie umplut cu un rămășiță („relicvă”) a radiației calde primitive, iar temperatura actuală a acestei radiații de fond ar trebui să fie de aproximativ 5 K.
Cu toate acestea, analiza diferitelor variante ale începutului expansiunii cosmologice nu s-a încheiat cu ipoteza Gamow. La începutul anilor 1960, Ya.B.Zel'dovich a făcut o încercare ingenioasă de a reveni la versiunea rece, care a sugerat că materia rece originală era formată din protoni, electroni și neutrini. După cum a arătat Zel'dovich, un astfel de amestec se transformă în hidrogen pur la expansiune. Heliul și alte elemente chimice, conform acestei ipoteze, au fost sintetizate mai târziu, când s-au format stelele. Rețineți că până la acest moment, astronomii știau deja că Universul era de câteva ori mai vechi decât Pământul și majoritatea stelelor din jurul nostru, iar datele despre abundența heliului în materia prestelară erau încă foarte incerte în acei ani.
S-ar părea că căutarea radiației cosmice de fond cu microunde ar putea deveni testul decisiv pentru alegerea între modelele reci și calde ale Universului. Dar dintr-un anumit motiv, timp de mulți ani după predicția lui Gamow și a colegilor săi, nimeni nu a încercat în mod conștient să detecteze această radiație. A fost descoperită destul de întâmplător în 1965 de către radiofizicienii companiei americane „Bell” R. Wilson și A. Penzias, cărora li s-a acordat Premiul Nobel în 1978.
În drum spre descoperirea radiațiilor relicve.
La mijlocul anilor 1960, astrofizicienii au continuat să studieze teoretic modelul fierbinte al universului. Calculul caracteristicilor așteptate ale CMB a fost efectuat în 1964 de către A.G. Doroshkevich și I.D. Novikov în URSS și independent de F. Hoyle și R.J. Taylor în Marea Britanie. Dar aceste lucrări, ca și lucrarea anterioară a lui Gamow și a colegilor săi, nu au atras atenția. Dar ei au demonstrat deja în mod convingător că radiațiile relicve pot fi observate. În ciuda slăbiciunii extreme a acestei radiații în epoca noastră, ea se află, din fericire, în acea regiune a spectrului electromagnetic în care toate celelalte surse cosmice în ansamblu radiază și mai slab. Prin urmare, o căutare țintită a fundalului cosmic cu microunde ar fi trebuit să ducă la descoperirea acestuia, dar radioastronomii nu știau despre el.
Iată ce spunea A. Penzias în prelegerea sa Nobel: „Prima recunoaștere publicată a CMB ca fenomen detectabil în domeniul radio a apărut în primăvara anului 1964 într-un scurt articol al lui A.G. Doroshkevich și I.D. Novikov, intitulat Densitatea medie de radiație în Metagalaxie și câteva întrebări de cosmologie relativistă. Deși o traducere în limba engleză a apărut în același an, dar puțin mai târziu, în cunoscuta jurnal Sovetskaya Fizika - Doklady, articolul se pare că nu a atras atenția altor specialiști în acest domeniu. Această lucrare excelentă nu numai că deduce spectrul CMB ca un fenomen de undă de corp negru, dar se concentrează, de asemenea, în mod clar pe reflectorul de corn de douăzeci de picioare al Bell Labs de la Crawford Hill, ca instrumentul cel mai potrivit pentru detectarea acestuia!” (citat de: Sharov A.S., Novikov I.D. Omul care a descoperit explozia universului: viața și opera lui Edwin Hubble. M., 1989).
Din păcate, acest articol a trecut neobservat fie de teoreticieni, fie de observatori; nu a stimulat căutarea radiației cosmice de fond cu microunde. Istoricii științei încă se întreabă de ce timp de mulți ani nimeni nu a încercat să caute în mod conștient radiația din Universul fierbinte. Este curios că trecută această descoperire - una dintre cele mai mari din secolul al XX-lea. – oamenii de știință au trecut de mai multe ori fără să observe.
De exemplu, radiația relicvă ar fi putut fi descoperită încă din 1941. Atunci astronomul canadian E. McKellar a analizat liniile de absorbție cauzate în spectrul stelei Zeta Ophiuchus de moleculele de cianură interstelară. El a ajuns la concluzia că aceste linii din regiunea vizibilă a spectrului pot apărea doar atunci când lumina este absorbită de molecule de cyan rotative, iar rotația lor trebuie excitată de radiații cu o temperatură de aproximativ 2,3 K. Desigur, nimeni nu ar fi putut să aibă crezut atunci că excitarea nivelurilor de rotație ale acestor molecule cauzată de radiația relicve. Abia după descoperirea sa în 1965 au fost publicate lucrările lui IS Shklovsky, J. Field și alții, în care s-a arătat că excitarea rotației moleculelor interstelare de cyan, ale căror linii sunt observate în mod clar în spectrele multor stele, este cauzată. tocmai prin radiaţii relicte.
O poveste și mai dramatică a avut loc la mijlocul anilor ’50. Apoi, tânărul om de știință T.A. Shmaonov, sub îndrumarea celebrilor radioastronomi sovietici S.E. Khaikin și N.L. Kaidanovsky, a măsurat emisia radio din spațiu la o lungime de undă de 32 cm. Aceste măsurători au fost făcute folosind o antenă corn similară cu cea folosită mulți ani mai târziu. de Penzias și Wilson. Shmaonov a studiat cu atenție posibila interferență. Bineînțeles, la vremea aceea nu avea la dispoziție receptori atât de sensibili precum au avut americanii ulterior. Rezultatele măsurătorilor lui Shmaonov au fost publicate în 1957 în teza sa de doctorat și în revista Devices and Experimental Technique. Concluzia acestor măsurători a fost următoarea: „S-a dovedit că valoarea absolută a temperaturii efective a emisiei radio de fond... este egală cu 4 ± 3 K”. Shmaonov a remarcat independența intensității radiațiilor față de direcția cerului și față de timp. Deși erorile de măsurare au fost mari și nu este nevoie să vorbim despre vreo fiabilitate a figurii 4, acum ne este clar că Shmaonov a măsurat cu precizie radiația cosmică de fond cu microunde. Din păcate, nici el, nici alți radioastronomi nu știau nimic despre posibilitatea existenței radiațiilor cosmice de fond cu microunde și nu acordau importanța cuvenită acestor măsurători.
În cele din urmă, în jurul anului 1964, cunoscutul fizician experimental din Princeton (SUA) Robert Dicke a abordat în mod conștient această problemă. Deși raționamentul său s-a bazat pe teoria unui univers „oscilant” care experimentează în mod repetat expansiune și contracție, Dicke a înțeles clar nevoia de a căuta CMB. La inițiativa sa, la începutul anului 1965, tânărul teoretician F. J. E. Peebles a efectuat calculele necesare, iar P. G. Roll și D. T. Wilkinson au început să construiască o antenă mică cu zgomot redus pe acoperișul Laboratorului de Fizică Palmer din Princeton. Pentru a căuta radiația de fundal, nu este necesar să folosiți radiotelescoape mari, deoarece radiația vine din toate direcțiile. Nu se câștigă nimic din faptul că o antenă mare concentrează fasciculul pe o zonă mai mică a cerului. Însă grupul lui Dicke nu a avut timp să facă descoperirea planificată: când echipamentul lor era deja gata, nu a trebuit decât să confirme descoperirea, făcută accidental de alții cu o zi înainte.
Descoperirea radiațiilor relicve.
În 1960, în Crawford Hill, Holmdel (New Jersey, SUA) a fost construită o antenă pentru a recepționa semnale radio reflectate de satelitul balon Echo. Până în 1963, această antenă nu mai era necesară pentru a funcționa cu satelitul, iar fizicienii radio Robert Woodrow Wilson (n. 1936) și Arno Elan Penzias (n. 1933) din laboratorul companiei Bell Telephone au decis să o folosească pentru radioastronomie. observatii. Antena era un corn de 20 de picioare. Împreună cu cel mai recent dispozitiv de recepție, acest radiotelescop era la acea vreme cel mai sensibil instrument din lume pentru măsurarea undelor radio care veneau din zone largi de pe cer. În primul rând, trebuia să măsoare emisia radio a mediului interstelar al galaxiei noastre la o lungime de undă de 7,35 cm.Arno Penzias și Robert Wilson nu știau despre teoria Universului fierbinte și nu intenționau să caute microunde cosmice. radiații de fond.
Pentru a măsura cu precizie emisia radio a Galaxiei, a fost necesar să se țină cont de toate interferențele posibile cauzate de radiația atmosferei Pământului și a suprafeței Pământului, precum și de interferențele care apar în antenă, circuite electrice și receptoare. Testele preliminare ale sistemului de recepție au arătat puțin mai mult zgomot decât se aștepta, dar părea plauzibil că acest lucru se datorează unui ușor exces de zgomot în circuitele de amplificare. Pentru a ocoli aceste probleme, Penzias și Wilson au folosit un dispozitiv cunoscut sub numele de „încărcare rece”: semnalul care vine de la antenă este comparat cu semnalul de la o sursă artificială răcită cu heliu lichid la o temperatură de aproximativ patru grade peste zero absolut ( 4 K). În ambele cazuri, zgomotul electric în circuitele de amplificare trebuie să fie același, și de aceea diferența obținută prin comparație dă puterea semnalului care vine de la antenă. Acest semnal conține contribuții numai de la dispozitivul de antenă, atmosfera pământului și sursa astronomică de unde radio care intră în câmpul vizual al antenei.
Penzias și Wilson se așteptau ca aranjamentul antenei să producă foarte puțin zgomot electric. Cu toate acestea, pentru a testa această presupunere, ei și-au început observațiile la lungimi de undă relativ scurte de 7,35 cm, la care zgomotul radio din Galaxie ar trebui să fie neglijabil. Desigur, era de așteptat un fel de zgomot radio la o asemenea lungime de undă din atmosfera Pământului, dar acest zgomot ar trebui să aibă o dependență caracteristică de direcție: ar trebui să fie proporțional cu grosimea atmosferei în direcția în care se uită antena: a puțin mai puțin spre zenit, puțin mai mult spre direcția orizontului. Era de așteptat ca după scăderea termenului atmosferic cu o dependență caracteristică de direcție, să nu existe un semnal semnificativ de la antenă și acest lucru să confirme că zgomotul electric produs de dispozitivul de antenă este neglijabil. După aceea, va fi posibil să începem studiul Galaxy în sine la lungimi de undă mari - aproximativ 21 cm, unde radiația Căii Lactee este destul de vizibilă. (Rețineți că undele radio cu lungimi de centimetri sau decimetri, de până la 1 m, sunt denumite în mod obișnuit „radiații cu microunde”. Acest nume este dat deoarece aceste lungimi de undă sunt mai mici decât acele unde ultrascurte utilizate în radare la începutul celui de-al Doilea Război Mondial. . .)
Spre surprinderea lor, Penzias și Wilson au descoperit în primăvara anului 1964 că captau o cantitate destul de vizibilă de zgomot de microunde, independent de direcție, la 7,35 cm. Ei au descoperit că acest „fond static” nu s-a schimbat odată cu ora din zi, iar ulterior au constatat că nici nu depinde de anotimp. În consecință, aceasta nu ar putea fi radiația Galaxiei, deoarece în acest caz intensitatea acesteia s-ar modifica în funcție de faptul dacă antena privește de-a lungul planului Căii Lactee sau transversal. În plus, dacă aceasta ar fi radiația galaxiei noastre, atunci marea galaxie spirală M 31 din Andromeda, asemănătoare în multe privințe cu a noastră, ar trebui și ea să radieze puternic la o lungime de undă de 7,35 cm, dar acest lucru nu a fost observat. Absența oricărei variații a zgomotului de microunde observat cu direcția a sugerat cu tărie că aceste unde radio, dacă există, nu provin din Calea Lactee, ci dintr-un volum mult mai mare al universului.
Cercetătorilor le-a fost clar că trebuie să testeze din nou pentru a vedea dacă antena în sine ar putea produce mai mult zgomot electric decât se aștepta. În special, se știa că o pereche de porumbei cuibăreau în mușticul antenei. Au fost prinși, trimiși pe site-ul Bell Vippany, eliberați, redescoperiți câteva zile mai târziu în poziția lor în antenă, recapturați și, în cele din urmă, calmați prin mijloace mai drastice. Cu toate acestea, în timpul închirierii localului, porumbeii au acoperit interiorul antenei cu ceea ce Penzias a numit o „substanță dielectrică albă” care, la temperatura camerei, ar putea fi o sursă de zgomot electric. La începutul anului 1965, claxonul antenei a fost demontat și toată murdăria a fost curățată, dar aceasta, la fel ca toate celelalte trucuri, a redus foarte puțin nivelul de zgomot observat.
Când toate sursele de interferență au fost analizate cu atenție și luate în considerare, Penzias și Wilson au fost forțați să concluzioneze că radiația provine din spațiu și din toate direcțiile cu aceeași intensitate. S-a dovedit că spațiul radiază de parcă ar fi încălzit la o temperatură de 3,5 kelvin (mai precis, precizia obținută ne-a permis să concluzionam că „temperatura spațiului” a fost de la 2,5 la 4,5 kelvin). Trebuie remarcat faptul că acesta este un rezultat experimental foarte subtil: de exemplu, dacă o brichetă de înghețată este plasată în fața cornului antenei, atunci ar străluci în raza radio, de 22 de milioane de ori mai strălucitoare decât partea corespunzătoare a cerului. . Gândind la rezultatul neașteptat al observațiilor lor, Penzias și Wilson nu s-au grăbit să publice. Dar evenimentele s-au dezvoltat deja împotriva voinței lor.
După cum s-a întâmplat, Penzias l-a sunat pe prietenul său Bernard Burke de la MIT pentru o cu totul altă problemă. Cu puțin timp înainte de aceasta, Burke auzise de la colegul său Ken Tsrner de la Instituția Carnegie despre o discuție pe care o auzise la Universitatea Johns Hopkins a teoreticianului de la Princeton Phil Peebleslem, care lucra sub conducerea lui Robert Dicke. În această discuție, Peebles a susținut că trebuie să rămână zgomot radio de fundal din universul timpuriu, care are acum o temperatură echivalentă de aproximativ 10 K.
Penzias l-a sunat pe Dicke și cele două echipe de cercetare s-au întâlnit. Robert Dicke și colegii săi F. Peebles, P. Roll și D. Wilkinson au devenit clar că A. Penzias și R. Wilson au descoperit radiația cosmică de fond cu microunde din Universul fierbinte. Oamenii de știință au decis să publice simultan două scrisori în prestigiosul Astrophysical Journal. În vara anului 1965, ambele lucrări au fost publicate: de Penzias și Wilson despre descoperirea radiației cosmice de fond cu microunde și de Dicke și colegii cu explicația sa folosind teoria Universului fierbinte. Se pare că nu sunt pe deplin convinși de interpretarea cosmologică a descoperirii lor, Penzias și Wilson și-au dat notei lor un titlu modest: Măsurarea temperaturii excesului de antenă la 4080 MHz. Ei au anunțat pur și simplu că „măsurătorile temperaturii efective de zgomot zenital... au dat o valoare cu 3,5 K mai mare decât se aștepta”, și au evitat orice mențiune despre cosmologie, cu excepția frazei că „o posibilă explicație pentru excesul de temperatură a zgomotului observat este dată de Dicke, Peebles, Roll și Wilkinson într-o scrisoare însoțitoare din același număr al revistei.
În anii următori, s-au făcut numeroase măsurători la diferite lungimi de undă de la zeci de centimetri la fracțiuni de milimetru. Observațiile au arătat că spectrul CMB corespunde formulei lui Planck, așa cum ar trebui să fie pentru radiații cu o anumită temperatură. S-a confirmat că această temperatură este de aproximativ 3 K. S-a făcut o descoperire remarcabilă, care demonstrează că Universul era fierbinte la începutul expansiunii.
Așa este împletirea complexă a evenimentelor care s-au încheiat odată cu descoperirea Universului fierbinte de către Penzias și Wilson în 1965. Stabilirea faptului de temperatură superînaltă la începutul expansiunii Universului a fost punctul de plecare al celor mai importante cercetări care au condus la dezvăluirea nu numai a secretelor astrofizice, ci și a secretelor structurii materiei.
Cele mai precise măsurători ale radiației cosmice de fond cu microunde au fost efectuate din spațiu: acestea sunt experimentul Relikt pe satelitul sovietic Prognoz-9 (1983–1984) și experimentul DMR (Differential Microwave Radiometer) pe satelitul american COBE (Cosmic Background). Explorer, noiembrie 1989–1993). acesta din urmă a făcut posibilă determinarea cât mai exactă a temperaturii radiației relicve: 2,725 ± 0,002 K.
Fundalul cuptorului cu microunde ca „eter nou”.
Deci, spectrul CMB corespunde cu o precizie foarte mare radiației unui corp absolut negru (adică este descris de formula Planck) cu o temperatură T = 2,73 K. Cu toate acestea, mici (aproximativ 0,1%) abateri de la această temperatură medie sunt observate în funcție de direcția în care se face măsurarea pe cer. Cert este că radiația relicvă este izotropă doar în sistemul de coordonate asociat întregului sistem de galaxii în retragere, în așa-numitul „cadru de referință commoving”, care se extinde odată cu Universul. În orice alt sistem de coordonate, intensitatea radiației depinde de direcție. În primul rând, aceasta este cauzată de mișcarea dispozitivului de măsurare în raport cu fundalul cosmic cu microunde: efectul Doppler duce la „albăstruirea” fotonilor care zboară spre dispozitiv și la „înroșirea” fotonilor care îl ajung din urmă.
În acest caz, temperatura măsurată în comparație cu media (T 0) depinde de direcția de mișcare: T \u003d T 0 (1 + (v / c) cos i), unde v este viteza dispozitivului în sistemul de coordonate asociat cu radiația de fond; c este viteza luminii, i este unghiul dintre vectorul viteză și direcția de observație. Pe fundalul unei distribuții uniforme a temperaturii, apar doi „poli” - calde în sensul de mișcare și se răcesc în direcția opusă. Prin urmare, o astfel de abatere de la uniformitate se numește „dipol”. Componenta dipolului în distribuția radiației cosmice de fond cu microunde a fost descoperită chiar și în timpul observațiilor de la sol: în direcția constelației Leului, temperatura acestei radiații s-a dovedit a fi cu 3,5 mK mai mare decât media și în direcția opusă ( constelația Vărsător) a fost la fel mai mică decât media. Prin urmare, ne deplasăm în raport cu radiația de fond cu o viteză de aproximativ 400 km/s. Precizia măsurătorii s-a dovedit a fi atât de mare încât au fost găsite chiar și variații anuale ale componentei dipolului, cauzate de revoluția Pământului în jurul Soarelui cu o viteză de 30 km/s.
Măsurătorile de la sateliții artificiali Pământului au rafinat semnificativ aceste date. Conform datelor COBE, după luarea în considerare a mișcării orbitale a Pământului, reiese că sistemul solar se mișcă în așa fel încât amplitudinea componentei dipol a temperaturii CMB este D T = 3,35 mK; aceasta corespunde vitezei de deplasare V = 366 km/s. Soarele se deplasează relativ la radiație în direcția graniței constelațiilor Leu și Potir, către un punct cu coordonatele ecuatoriale a = 11 h 12 m și d = –7,1° (epoca J2000); care corespunde coordonatelor galactice l = 264,26° și b = 48,22°. Luarea în considerare a mișcării Soarelui însuși în Galaxie arată că, în raport cu toate galaxiile din Grupul Local, Soarele se mișcă cu o viteză de 316 ± 5 km/s în direcția l 0 = 93 ± 2° și b 0 = –4 ± 2° . Prin urmare, mișcarea Grupului Local în sine în raport cu fundalul cosmic de microunde are loc la o viteză de 635 km/s în direcția de aproximativ l= 269° și b= +29°. Acesta este aproximativ la un unghi de 45° față de direcția către centrul grupului de galaxii din Fecioară (Fecioara).
Studierea mișcărilor galaxiilor la o scară și mai mare arată că colecția de clustere de galaxii din apropiere (119 clustere din catalogul Abel la 200 Mpc de noi) se mișcă în ansamblu față de CMB la o viteză de aproximativ 700 km/s. Astfel, vecinătatea noastră a Universului plutește în marea radiației cosmice de fond cu microunde la o viteză vizibilă. Astrofizicienii au acordat în mod repetat atenție faptului că însuși faptul existenței radiațiilor relicte și sistemul de referință selectat asociat cu aceasta atribuie acestei radiații rolul unui „nou eter”. Dar nu este nimic mistic în asta: toate măsurătorile fizice din acest cadru de referință sunt echivalente cu măsurătorile din orice alt cadru de referință inerțial. (Discuția despre problema „noului eter” în legătură cu principiul Mach poate fi găsită în cartea: Zel'dovich Ya.B., Novikov I.D. Structura și evoluția Universului. M., 1975).
Anizotropia radiațiilor relicve.
Temperatura CMB este doar unul dintre parametrii săi care descriu Universul timpuriu. În proprietățile acestei radiații s-au păstrat și alte urme clare ale unei epoci foarte timpurii în evoluția lumii noastre. Astrofizicienii găsesc aceste urme analizând spectrul și neomogenitatea spațială (anizotropia) CMB.
Conform teoriei Universului fierbinte, după aproximativ 300 de mii de ani de la începutul expansiunii, temperatura materiei și radiațiile asociate acesteia au scăzut la 4000 K. La această temperatură, fotonii nu mai puteau ioniza atomii de hidrogen și heliu. Prin urmare, în acea epocă corespunzătoare deplasării spre roșu z = 1400, a avut loc recombinarea cu plasmă fierbinte, în urma căreia plasma s-a transformat într-un gaz neutru. Desigur, atunci nu existau galaxii și stele. Au apărut mult mai târziu.
Devenind neutru, gazul care umple Universul s-a dovedit a fi practic transparent pentru radiația relicvă (deși în acea epocă nu erau unde radio, ci lumină în intervalele vizibile și infraroșii apropiate). Prin urmare, radiația antică ajunge la noi aproape nestingherită din adâncurile spațiului și timpului. Dar totuși, pe parcurs, experimentează unele influențe și, ca monument arheologic, poartă urme ale unor evenimente istorice.
De exemplu, în epoca recombinării, atomii au emis mulți fotoni cu o energie de ordinul a 10 eV, care este de zeci de ori mai mare decât energia medie a fotonilor din radiația de echilibru a acelei epoci (la T = 4000 K, acolo sunt foarte puțini astfel de fotoni energetici, aproximativ o miliardime din numărul lor total). Prin urmare, radiația de recombinare ar trebui să distorsioneze puternic spectrul Planck al radiației cosmice de fond cu microunde în intervalul de lungimi de undă de aproximativ 250 μm. Adevărat, calculele au arătat că interacțiunea puternică a radiației cu materia va duce la faptul că energia eliberată se va „disipa” în principal pe o regiune largă a spectrului și nu o va distorsiona prea mult, dar măsurătorile precise viitoare vor putea observa. și această distorsiune.
Și mult mai târziu, în epoca formării galaxiilor și a primei generații de stele (la z ~ 10), când o masă uriașă de materie deja aproape răcită a experimentat din nou o încălzire semnificativă, spectrul CMB s-a putut schimba din nou, deoarece, împrăștiind pe electronii fierbinți, fotonii de energie scăzută își măresc energia (așa-numitul „efect Compton invers”). Ambele efecte descrise mai sus distorsionează spectrul radiației cosmice de fond cu microunde în regiunea sa cu lungime de undă scurtă, care a fost până acum cea mai puțin studiată.
Deși în epoca noastră cea mai mare parte a materiei obișnuite este dens împachetată în stele și cele din galaxii, cu toate acestea, chiar și în apropierea noastră, radiația cosmică de fond cu microunde poate experimenta o distorsiune vizibilă a spectrului dacă razele sale trec printr-un grup mare de galaxii pe drumul lor spre Pământ. În mod obișnuit, astfel de clustere sunt umplute cu un gaz intergalactic rarefiat, dar foarte fierbinte, cu o temperatură de aproximativ 100 milioane K. Imprăștiind electronii rapizi ai acestui gaz, fotonii de energie scăzută își măresc energia (încă același efect Compton invers) și trec din de joasă frecvență, regiunea Rayleigh-Jeans a spectrului în regiunea de înaltă frecvență, vinovată. Acest efect a fost prezis de RA Sunyaev și Ya.B. Zeldovich și descoperit de radioastronomii în direcția multor grupuri de galaxii sub forma unei scăderi a temperaturii radiației în regiunea Rayleigh-Jeans a spectrului cu 1–3 mK. . Efectul Sunyaev-Zel'dovich a fost primul care a fost descoperit printre efectele care creează anizotropia radiației relicve. O comparație a amplitudinii sale cu luminozitatea razelor X a clusterelor de galaxii a făcut posibilă determinarea independentă a constantei Hubble (H = 60 ± 12 km/s/Mpc).
Să ne întoarcem la epoca recombinării. La o vârstă de mai puțin de 300.000 de ani, Universul era o plasmă aproape omogenă, tremurând de sunet, sau mai degrabă, de undele infrasonice. Calculele cosmologilor spun că aceste unde de compresie și expansiune a materiei au generat și fluctuații ale densității radiației într-o plasmă opacă și, prin urmare, acum ar trebui detectate ca o „umflare” ușor vizibilă într-o radiație de fond cu microunde cosmică aproape uniformă. Prin urmare, astăzi ar trebui să vină pe Pământ din direcții diferite cu intensitate ușor diferită. În acest caz, nu vorbim despre o banală anizotropie a dipolului cauzată de mișcarea observatorului, ci despre variații de intensitate care sunt de fapt inerente radiației în sine. Amplitudinea lor ar trebui să fie extrem de mică: aproximativ o sută de miimi din temperatura radiației în sine, adică. aproximativ 0,00003 K. Sunt foarte greu de măsurat. Primele încercări de a determina amploarea acestor mici fluctuații în funcție de direcția cerului au fost făcute imediat după descoperirea radiației relicvei în sine, în 1965. Ulterior nu s-au oprit, dar descoperirea a avut loc abia în 1992 folosind echipamente scoase afară. pământul. La noi, astfel de măsurători au fost efectuate în experimentul Relikt, dar aceste mici fluctuații au fost înregistrate cu mai multă încredere de la satelitul american COBE (Fig. 1).
Recent, au fost efectuate și planificate numeroase experimente pentru a măsura amplitudinea fluctuațiilor radiației cosmice de fond cu microunde în diferite scale unghiulare, de la grade la secunde de arc. Diverse fenomene fizice care au avut loc chiar în primele momente ale vieții Universului ar fi trebuit să-și lase amprenta caracteristică în radiația care vine la noi. Teoria prezice o anumită relație între dimensiunile punctelor reci și fierbinți în intensitatea CMB și luminozitatea relativă a acestora. Dependența este foarte particulară: conține informații despre procesele nașterii Universului, despre ceea ce s-a întâmplat imediat după naștere, precum și despre parametrii Universului de astăzi.
Rezoluția unghiulară a primelor observații - în experimentele Relict-2 și COBE - a fost foarte slabă, aproximativ 7°, așa că informațiile despre fluctuațiile CMB au fost incomplete. În anii următori, aceleași observații au fost efectuate atât cu ajutorul radiotelescoapelor terestre (la noi se folosește în acest scop instrumentul RATAN-600 cu deschidere neumplută de 600 m diametru), cât și cu radiotelescoape care au fost ridicate. în baloane în atmosfera superioară.
Un pas fundamental în studiul anizotropiei radiațiilor cosmice de fond cu microunde a fost experimentul Boomerang (BOOMERANG), realizat de oameni de știință din SUA, Canada, Italia, Anglia și Franța folosind un balon fără pilot NASA (SUA) cu un volum de 1 milion. metri cubi, care din 29 decembrie 1998 până în 9 ianuarie 1999 a făcut cerc la o altitudine de 37 km în jurul Polului Sud și, după ce a zburat aproximativ 10 mii de km, a aruncat gondola cu instrumente pe o parașută la 50 km de locul de lansare. Observațiile au fost efectuate cu un telescop submilimetru cu o oglindă principală de 1,2 m diametru, în centrul căruia se afla un sistem de bolometre răcite la 0,28 K, care măsura fundalul în patru canale de frecvență (90, 150, 240 și 400). GHz) cu o rezoluție unghiulară de 0,2–0,3 grade. În timpul zborului, observațiile au acoperit aproximativ 3% din sfera cerească.
Neomogenitățile de temperatură ale radiației relicve cu o amplitudine caracteristică de 0,0001 K înregistrate în experimentul Boomerang au confirmat corectitudinea modelului „acustic” și au arătat că geometria spațio-temporală bidimensională a Universului poate fi considerată plată. Informațiile obținute au făcut posibilă și judecarea compoziției Universului: s-a confirmat că materia barionică obișnuită, din care constau stelele, planetele și gazul interstelar, reprezintă doar aproximativ 4% din masă; iar restul de 96% sunt conținute în forme încă necunoscute de materie.
Experimentul Boomerang a fost completat perfect de un experiment similar MAXIMA (Millimeter Anisotropy eXperiment IMaging Array), realizat în principal de oameni de știință din SUA și Italia. Echipamentul lor, care a zburat în stratosferă în august 1998 și iunie 1999, a explorat mai puțin de 1% din sfera cerească, dar cu o rezoluție unghiulară mare: aproximativ 5 ". Balonul a efectuat zboruri de noapte deasupra Statelor Unite continentale. Oglinda principală al telescopului avea un diametru de 1,3 m. Partea de recepție a echipamentului era alcătuită din 16 detectoare care acopereau 3 game de frecvență. Oglinzile secundare au fost răcite la temperatura criogenică, iar bolometrele chiar și la 0,1 K. O astfel de temperatură scăzută putea fi menținută până la 40 de ore, care a limitat durata zborului.
Experimentul MAXIMA a relevat o mică „umflare” în distribuția unghiulară a temperaturii CMB. Datele sale au fost completate de observații de la un observator de la sol, folosind interferometrul la scară unghiulară de grad (DASI) instalat de radioastronomii de la Universitatea din Chicago (SUA) la Polul Sud. Acest interferometru criogenic cu 13 elemente a observat în zece canale de frecvență în intervalul 26-36 GHz și a dezvăluit fluctuații și mai mici în CMB, iar dependența amplitudinii lor de dimensiunea unghiulară confirmă bine teoria oscilațiilor acustice moștenite de la tânărul Univers. .
Pe lângă măsurătorile intensității radiației relicve de pe suprafața Pământului, sunt planificate și experimente spațiale. În 2007, este planificată lansarea în spațiu a radiotelescopului Planck (Agenția Spațială Europeană). Rezoluția sa unghiulară va fi semnificativ mai mare și sensibilitatea sa de aproximativ 30 de ori mai bună decât în experimentul COBE. Prin urmare, astrofizicienii speră că multe fapte despre începutul existenței Universului nostru vor fi clarificate (vezi Fig. 1).
Vladimir Surdin
Literatură:
Zeldovich Ya.B., Novikov I.D. Structura și evoluția universului. M., 1975
Cosmologie: teorie și observații. M., 1978
Weinberg S. Primele trei minute. O viziune modernă asupra originii universului. M., 1981
Mătase J. Marea explozie. Nașterea și evoluția Universului. M., 1982
Sunyaev R.A. Radiația de fundal la microunde. - În cartea: Space Physics: Little Encyclopedia. M., 1986
Dolgov A.D., Zeldovich Ya.B., Sazhin M.V. Cosmologia universului timpuriu. M., 1988
Novikov I.D. Evoluția Universului. M., 1990
În 2006, John Mather și George Smoot au primit Premiul Nobel pentru Fizică pentru descoperirea spectrului corpului negru și a anizotropiei radiației cosmice de fond cu microunde. Aceste rezultate au fost obținute pe baza măsurătorilor efectuate cu ajutorul satelitului COBE lansat de NASA în 1988. Rezultatele lui J. Mather și J. Smoot au confirmat originea universului ca urmare a Big Bang-ului. Diferența extrem de mică de temperatură a radiației cosmice de fond ΔT/T ~ 10 -4 este o dovadă a mecanismului de formare a galaxiilor și stelelor.
|
J. Mather (n. 1946) |
 J. Smoot (n. 1945) |
Orez. 52. Spectrul corpului negru al radiațiilor relicve.
Radiația relicvă (sau radiația cosmică de fond cu microunde) a fost descoperită în 1965 de A. Penzias și R. Wilson. Într-un stadiu incipient al evoluției Universului, materia se afla în stare de plasmă. Un astfel de mediu este opac pentru radiația electromagnetică - există o împrăștiere intensă a fotonilor de către electroni și protoni. Când Universul s-a răcit la 3000 K, electronii și protonii s-au unit în atomi de hidrogen neutri și mediul a devenit transparent pentru fotoni. La acea vreme, vârsta Universului era de 300.000 de ani, așa că CMB oferă informații despre starea Universului la acea epocă. La acea vreme, universul era practic omogen. Neomogenitățile Universului sunt determinate de neomogenitatea temperaturii radiației relicve. Această neomogenitate este ΔT/T ≈ 10 -4 −10 -5 . Neomogenitățile radiației relicve sunt martori ale neomogenităților Universului: primele stele, galaxii, clustere de galaxii. Odată cu expansiunea Universului, lungimea de undă a radiației de fond a crescut Δλ/λ = ΔR/R, iar în prezent lungimea de undă a radiației de fond este în domeniul undelor radio, temperatura radiației de fond este T = 2,7 K.
Orez. 53. Anizotropia radiației relicve. Culoarea mai închisă arată regiunile spectrului CMB care au o temperatură mai mare.
J. Mather: „La început a fost Big Bang-ul−așa că vorbim acum cu mare încredere. Satelitul COBE, propus ca proiect în 1974 Agenției Naționale de Aeronautică și Spațială (NASA) și lansat în 1989, a oferit dovezi foarte puternice în acest sens: radiația cosmică de fond cu microunde (CMBR, sau CMB) are un spectru aproape perfect de corp negru. cu temperatura
2,725 ± 0,001 K, iar această radiație este izotropă (aceeași în toate direcțiile) cu o abatere standard relativă de cel mult 10 per milion la scale unghiulare de 7° sau mai mult. Această radiație este interpretată ca o urmă a unui stadiu incipient extrem de cald și dens în evoluția Universului. Într-o fază atât de fierbinte și densă, crearea și distrugerea fotonilor, precum și stabilirea echilibrului între aceștia și cu toate celelalte forme de materie și energie, ar avea loc foarte repede în comparație cu scara de timp caracteristică expansiunii Universului. . O astfel de stare ar produce imediat radiații de corp negru. Universul în expansiune trebuie să păstreze natura corpului negru a acestui spectru, astfel încât măsurarea oricărei abateri semnificative de la spectrul ideal de radiație a corpului negru ar invalida întreaga idee a Big Bang-ului sau ar arăta că s-a adăugat o oarecare energie la CMBR după echilibrarea rapidă (de ex. din degradarea unor particule primare). Faptul că această radiație este izotropă într-un grad atât de mare este o dovadă cheie că provine de la Big Bang.”
Orez. 54. Robert Wilson și Arno Penzias la antenă, care a fost înregistrată radiații relicte.
J. Smoot: „Conform teoriei Universului fierbinte, radiația relicvă este radiația reziduală care s-a format în primele etape de temperatură înaltă ale evoluției Universului, uneori aproape de începutul expansiunii Universului modern, acum 13,7 miliarde de ani. . CMB în sine poate fi folosit ca un instrument puternic pentru măsurarea dinamicii și geometriei Universului. Radiația relicvă a fost descoperită de Penzias și Wilson la Laborator. Bella în 1964
Ei au descoperit radiații izotrope constante cu o temperatură termodinamică de aproximativ 3,2 K. În același timp, fizicienii de la Princeton (Dick, Peebles, Wilkinson și Roll) dezvoltau un experiment pentru măsurarea CMB, prezis de teoria universului fierbinte. Descoperirea accidentală a CMB de către Penzias și Wilson a inaugurat o nouă eră în cosmologie, începând transformarea sa din mit și speculație într-un domeniu științific cu drepturi depline.
Descoperirea anizotropiei temperaturii CMB a revoluționat înțelegerea noastră asupra universului, iar cercetările sale actuale continuă să revoluționeze cosmologia. Construcția spectrului de putere unghiulară a fluctuațiilor de temperatură CMB cu un platou, vârfuri acustice și un capăt amortizat de înaltă frecvență a condus la stabilirea unui model cosmologic standard în care geometria spațiului este plată (corespunzând densității critice), energie întunecată. iar materia întunecată domină și există doar puțină materie obișnuită. Conform acestui model validat cu succes, structura observabilă a universului a fost modelată de instabilitatea gravitațională, care a amplificat fluctuațiile cuantice generate într-o epocă inflaționistă foarte timpurie. Observațiile actuale și viitoare vor testa acest model și vor determina parametrii cosmologici cheie cu o precizie și o semnificație remarcabile.”
Radiația electromagnetică cosmică care vine pe Pământ din toate părțile cerului cu aproximativ aceeași intensitate și are un spectru caracteristic radiației corpului negru la o temperatură de aproximativ 3 K (3 grade pe scara Kelvin absolută, care corespunde la -270 ° C ). La această temperatură, partea principală a radiației cade pe undele radio din intervalele de centimetri și milimetri. Densitatea de energie a radiației relicve este de 0,25 eV/cm 3 .
Radioastronomii experimentali preferă să numească această radiație „fondul cosmic cu microunde” (CMB). Astrofizicienii teoreticii o numesc adesea „radiație relicvă” (termenul a fost propus de astrofizicianul rus IS Shklovsky), deoarece, în cadrul teoriei Universului fierbinte, general acceptată astăzi, această radiație a apărut într-un stadiu incipient al expansiunii noastre. lume, când substanța sa era practic omogenă și foarte fierbinte. Uneori, în literatura științifică și populară puteți găsi și termenul de „radiație cosmică de trei grade”. În cele ce urmează, vom numi această radiație „relicvă”.
Descoperirea în 1965 a radiației relicve a fost de mare importanță pentru cosmologie; a devenit una dintre cele mai importante realizări ale științei naturii în secolul al XX-lea. și, de departe, cel mai important pentru cosmologie după descoperirea deplasării spre roșu în spectrele galaxiilor. Radiația slabă de relicve ne aduce informații despre primele momente ale existenței Universului nostru, despre acea eră îndepărtată când întreg Universul era fierbinte și nu existau încă planete, stele, galaxii în el. Măsurătorile detaliate ale acestei radiații efectuate în ultimii ani cu ajutorul observatoarelor terestre, stratosferice și spațiale ridică vălul peste misterul însăși nașterii Universului.
teoria universului fierbinte.În 1929, astronomul american Edwin Hubble (1889-1953) a descoperit că majoritatea galaxiilor se îndepărtează de noi și cu cât galaxia este mai departe (legea lui Hubble). Aceasta a fost interpretată ca o expansiune generală a universului care a început cu aproximativ 15 miliarde de ani în urmă. A apărut întrebarea cum arăta universul în trecutul îndepărtat, când galaxiile tocmai începuseră să se îndepărteze unele de altele, și chiar mai devreme. Deși aparatul matematic bazat pe teoria generală a relativității a lui Einstein și care descrie dinamica universului a fost creat în anii 1920 de Willem de Sitter (1872-1934), Alexander Friedmann (1888-1925) și Georges Lemaitre (1894-1966), despre fizic nu se știa nimic despre starea Universului în epoca timpurie a evoluției sale. Nu exista nici măcar o certitudine că a existat un anumit moment din istoria universului care ar putea fi considerat „începutul expansiunii”.
Dezvoltarea fizicii nucleare în anii 1940 a permis dezvoltarea unor modele teoretice ale evoluției universului în trecut, când materia sa trebuia să fie comprimată la o densitate mare, la care reacțiile nucleare erau posibile. Aceste modele, în primul rând, trebuiau să explice compoziția materiei Universului, care până atunci fusese deja măsurată destul de fiabil din observațiile spectrelor stelelor: în medie, ele constau din 2/3 de hidrogen și 1/3 din heliu și toate celelalte elemente chimice luate împreună nu reprezintă mai mult de 2%. Cunoașterea proprietăților particulelor intranucleare - protoni și neutroni - a făcut posibilă calcularea opțiunilor pentru începutul expansiunii Universului, care diferă în conținutul inițial al acestor particule și temperatura substanței și radiația care se află în echilibru termodinamic. Cu acesta. Fiecare dintre variante a oferit propria sa compoziție a substanței inițiale a Universului.
Dacă omitem detaliile, atunci există două posibilități fundamental diferite pentru condițiile în care a avut loc începutul expansiunii Universului: substanța sa ar putea fi fie rece, fie fierbinte. Consecințele reacțiilor nucleare sunt fundamental diferite unele de altele. Deși Lemaitre a exprimat ideea posibilității unui trecut fierbinte al Universului în lucrările sale timpurii, posibilitatea unui început rece a fost considerată istoric mai întâi în anii 1930.
În primele ipoteze, se credea că toată materia Universului a existat la început sub formă de neutroni reci. Mai târziu s-a dovedit că o astfel de presupunere contrazice observațiile. Cert este că un neutron în stare liberă se descompune în medie la 15 minute de la apariția lui, transformându-se într-un proton, un electron și un antineutrin. Într-un univers în expansiune, protonii rezultați ar începe să se combine cu neutronii rămași, formând nucleele atomilor de deuteriu. Mai mult, un lanț de reacții nucleare ar duce la formarea de nuclee de atomi de heliu. Nucleele atomice mai complexe, după cum arată calculele, practic nu apar în acest caz. Ca rezultat, toată materia s-ar transforma în heliu. O astfel de concluzie este în contradicție puternică cu observațiile stelelor și ale materiei interstelare. Prevalența elementelor chimice în natură respinge ipoteza începutului expansiunii materiei sub formă de neutroni reci.
În 1946, în Statele Unite, o versiune „fierbinte” a etapelor inițiale ale expansiunii Universului a fost propusă de fizicianul de origine rusă Georgy Gamov (1904-1968). În 1948, a fost publicată lucrarea colaboratorilor săi, Ralph Alfer și Robert Herman, în care au fost luate în considerare reacțiile nucleare în materia fierbinte la începutul expansiunii cosmologice pentru a obține raportul observat în prezent între numărul diferitelor elemente chimice și a acestora. izotopi. În acei ani, dorința de a explica originea tuturor elementelor chimice prin sinteza lor în primele momente ale evoluției materiei era firească. Cert este că la acea vreme ei estimau în mod eronat timpul care se scursese de la începutul expansiunii Universului la doar 2-4 miliarde de ani. Acest lucru s-a datorat valorii supraestimate a constantei Hubble, care a urmat în acei ani din observațiile astronomice.
Comparând vârsta Universului la 2-4 miliarde de ani cu vârsta estimată a Pământului - aproximativ 4 miliarde de ani - a fost necesar să presupunem că Pământul, Soarele și stelele s-au format din materie primară cu o compoziție chimică gata făcută. . Se credea că această compoziție nu s-a schimbat în mod semnificativ, deoarece sinteza elementelor în stele este un proces lent și nu a existat timp pentru implementarea sa înainte de formarea Pământului și a altor corpuri.
Revizuirea ulterioară a scalei distanțelor extragalactice a dus și la o revizuire a vârstei Universului. Teoria evoluției stelare explică cu succes originea tuturor elementelor grele (mai grele decât heliul) prin nucleosinteza lor în stele. Nu a fost nevoie să explicăm originea tuturor elementelor, inclusiv a celor grele, într-un stadiu incipient al expansiunii Universului. Cu toate acestea, esența ipotezei universului fierbinte s-a dovedit a fi corectă.
Pe de altă parte, abundența heliului în stele și gazul interstelar este de aproximativ 30% din masă. Acest lucru este mult mai mult decât poate fi explicat prin reacțiile nucleare din stele. Aceasta înseamnă că heliul, spre deosebire de elementele grele, ar trebui sintetizat la începutul expansiunii Universului, dar în același timp - într-o cantitate limitată.
Ideea principală a teoriei lui Gamow este tocmai că temperatura ridicată a materiei împiedică transformarea întregii materii în heliu. În momentul de față, la 0,1 secunde de la începutul expansiunii, temperatura era de aproximativ 30 miliarde K. Într-o substanță atât de fierbinte există mulți fotoni de înaltă energie. Densitatea și energia fotonilor sunt atât de mari încât lumina interacționează cu lumina, ducând la crearea perechilor electron-pozitron. Anihilarea perechilor poate duce, la rândul său, la producerea de fotoni, precum și la producerea de perechi de neutrini și antineutrini. În acest „cazan care fierbe” se află materie obișnuită. La temperaturi foarte ridicate, nucleele atomice complexe nu pot exista. Ele ar fi sparte instantaneu de particulele energetice din jur. Prin urmare, particulele grele de materie există sub formă de neutroni și protoni. Interacțiunile cu particulele energetice fac ca neutronii și protonii să se transforme rapid unul în altul. Cu toate acestea, reacțiile de combinare a neutronilor cu protoni nu au loc, deoarece nucleul de deuteriu rezultat este rupt imediat de particule de înaltă energie. Deci, din cauza temperaturii ridicate de la început, lanțul care duce la formarea heliului se rupe.
Abia după ce expansiunea universului se răcește sub un miliard de kelvin, o parte din deuteriul rezultat este deja stocat și duce la fuziunea heliului. Calculele arată că temperatura și densitatea materiei pot fi ajustate astfel încât până în acest moment fracția de neutroni din materie să fie de aproximativ 15% din greutate. Acești neutroni se combină cu același număr de protoni pentru a forma aproximativ 30% heliu. Particulele grele rămase au rămas sub formă de protoni - nucleele atomilor de hidrogen. Reacțiile nucleare se termină după primele cinci minute de la începutul expansiunii universului. În viitor, pe măsură ce Universul se extinde, temperatura materiei sale și radiația scade. Din lucrările lui Gamow, Alfer și Herman din 1948 a rezultat: dacă teoria Universului fierbinte prezice apariția a 30% heliu și 70% hidrogen ca principalele elemente chimice ale naturii, atunci Universul modern trebuie inevitabil să fie umplut cu un rămășiță („relicvă”) a radiației calde primitive, iar temperatura actuală a acestei radiații de fond ar trebui să fie de aproximativ 5 K.
Cu toate acestea, analiza diferitelor variante ale începutului expansiunii cosmologice nu s-a încheiat cu ipoteza Gamow. La începutul anilor 1960, Ya.B.Zel'dovich a făcut o încercare ingenioasă de a reveni la versiunea rece, care a sugerat că materia rece originală era formată din protoni, electroni și neutrini. După cum a arătat Zel'dovich, un astfel de amestec se transformă în hidrogen pur la expansiune. Heliul și alte elemente chimice, conform acestei ipoteze, au fost sintetizate mai târziu, când s-au format stelele. Rețineți că până la acest moment, astronomii știau deja că Universul era de câteva ori mai vechi decât Pământul și majoritatea stelelor din jurul nostru, iar datele despre abundența heliului în materia prestelară erau încă foarte incerte în acei ani.
S-ar părea că căutarea radiației cosmice de fond cu microunde ar putea deveni testul decisiv pentru alegerea între modelele reci și calde ale Universului. Dar dintr-un anumit motiv, timp de mulți ani după predicția lui Gamow și a colegilor săi, nimeni nu a încercat în mod conștient să detecteze această radiație. A fost descoperită destul de întâmplător în 1965 de către radiofizicienii companiei americane „Bell” R. Wilson și A. Penzias, cărora li s-a acordat Premiul Nobel în 1978.
În drum spre descoperirea radiațiilor relicve. La mijlocul anilor 1960, astrofizicienii au continuat să studieze teoretic modelul fierbinte al universului. Calculul caracteristicilor așteptate ale CMB a fost efectuat în 1964 de către A.G. Doroshkevich și I.D. Novikov în URSS și independent de F. Hoyle și R.J. Taylor în Marea Britanie. Dar aceste lucrări, ca și lucrarea anterioară a lui Gamow și a colegilor săi, nu au atras atenția. Dar ei au demonstrat deja în mod convingător că radiațiile relicve pot fi observate. În ciuda slăbiciunii extreme a acestei radiații în epoca noastră, ea se află, din fericire, în acea regiune a spectrului electromagnetic în care toate celelalte surse cosmice în ansamblu radiază și mai slab. Prin urmare, o căutare țintită a fundalului cosmic cu microunde ar fi trebuit să ducă la descoperirea acestuia, dar radioastronomii nu știau despre el.
Iată ce spunea A. Penzias în prelegerea sa Nobel: „Prima recunoaștere publicată a CMB ca fenomen detectabil în domeniul radio a apărut în primăvara anului 1964 într-un scurt articol al lui A.G. Doroshkevich și I.D. Novikov, intitulat Densitatea medie de radiație în Metagalaxie și câteva întrebări de cosmologie relativistă. Deși o traducere în limba engleză a apărut în același an, dar puțin mai târziu, în cunoscuta jurnal Sovetskaya Fizika - Doklady, articolul se pare că nu a atras atenția altor specialiști în acest domeniu. Această lucrare excelentă nu numai că deduce spectrul CMB ca un fenomen de undă de corp negru, dar se concentrează, de asemenea, în mod clar pe reflectorul de corn de douăzeci de picioare al Bell Labs de la Crawford Hill, ca instrumentul cel mai potrivit pentru detectarea acestuia!” (citat de: Sharov A.S., Novikov I.D. Omul care a descoperit explozia universului: viața și opera lui Edwin Hubble M., 1989).
Din păcate, acest articol a trecut neobservat fie de teoreticieni, fie de observatori; nu a stimulat căutarea radiației cosmice de fond cu microunde. Istoricii științei încă se întreabă de ce timp de mulți ani nimeni nu a încercat să caute în mod conștient radiația din Universul fierbinte. Este curios că trecută această descoperire - una dintre cele mai mari din secolul al XX-lea. - oamenii de știință au trecut de mai multe ori fără să observe.
De exemplu, radiația relicvă ar fi putut fi descoperită încă din 1941. Atunci astronomul canadian E. McKellar a analizat liniile de absorbție cauzate în spectrul stelei Zeta Ophiuchus de moleculele de cianură interstelară. El a ajuns la concluzia că aceste linii din regiunea vizibilă a spectrului pot apărea doar atunci când lumina este absorbită de molecule de cyan rotative, iar rotația lor trebuie excitată de radiații cu o temperatură de aproximativ 2,3 K. Desigur, nimeni nu ar fi putut să aibă crezut atunci că excitarea nivelurilor de rotație ale acestor molecule cauzată de radiația relicve. Abia după descoperirea sa în 1965 au fost publicate lucrările lui IS Shklovsky, J. Field și alții, în care s-a arătat că excitarea rotației moleculelor interstelare de cyan, ale căror linii sunt observate în mod clar în spectrele multor stele, este cauzată. tocmai prin radiaţii relicte.
O poveste și mai dramatică a avut loc la mijlocul anilor ’50. Apoi, tânărul om de știință T.A. Shmaonov, sub îndrumarea celebrilor radioastronomi sovietici S.E. Khaikin și N.L. Kaidanovsky, a măsurat emisia radio din spațiu la o lungime de undă de 32 cm. Aceste măsurători au fost făcute folosind o antenă corn similară cu cea folosită mulți ani mai târziu. de Penzias și Wilson. Shmaonov a studiat cu atenție posibila interferență. Bineînțeles, la vremea aceea nu avea la dispoziție receptori atât de sensibili precum au avut americanii ulterior. Rezultatele măsurătorilor lui Shmaonov au fost publicate în 1957 în teza sa de doctorat și în revista Devices and Experimental Technique. Concluzia acestor măsurători a fost următoarea: „S-a dovedit că valoarea absolută a temperaturii efective a emisiei radio de fond... este egală cu 4 ± 3 K”. Shmaonov a remarcat independența intensității radiațiilor față de direcția cerului și față de timp. Deși erorile de măsurare au fost mari și nu este nevoie să vorbim despre vreo fiabilitate a figurii 4, acum ne este clar că Shmaonov a măsurat cu precizie radiația cosmică de fond cu microunde. Din păcate, nici el, nici alți radioastronomi nu știau nimic despre posibilitatea existenței radiațiilor cosmice de fond cu microunde și nu acordau importanța cuvenită acestor măsurători.
În cele din urmă, în jurul anului 1964, cunoscutul fizician experimental din Princeton (SUA) Robert Dicke a abordat în mod conștient această problemă. Deși raționamentul său s-a bazat pe teoria unui univers „oscilant” care experimentează în mod repetat expansiune și contracție, Dicke a înțeles clar nevoia de a căuta CMB. La inițiativa sa, la începutul anului 1965, tânărul teoretician F. J. E. Peebles a efectuat calculele necesare, iar P. G. Roll și D. T. Wilkinson au început să construiască o antenă mică cu zgomot redus pe acoperișul Laboratorului de Fizică Palmer din Princeton. Pentru a căuta radiația de fundal, nu este necesar să folosiți radiotelescoape mari, deoarece radiația vine din toate direcțiile. Nu se câștigă nimic din faptul că o antenă mare concentrează fasciculul pe o zonă mai mică a cerului. Însă grupul lui Dicke nu a avut timp să facă descoperirea planificată: când echipamentul lor era deja gata, nu a trebuit decât să confirme descoperirea, făcută accidental de alții cu o zi înainte.
În ciuda utilizării instrumentelor moderne și a celor mai recente metode de studiere a Universului, problema aspectului său este încă deschisă. Acest lucru nu este surprinzător, având în vedere vechimea sa: conform ultimelor date, este de la 14 la 15 miliarde de ani. Este evident că de atunci au existat foarte puține dovezi ale proceselor cândva grandioase ale scarii Universale. Prin urmare, nimeni nu îndrăznește să afirme nimic, limitându-se la ipoteze. Cu toate acestea, unul dintre ei a primit recent un argument foarte semnificativ - radiația relicve.
În 1964, doi angajați ai unui cunoscut laborator care efectuează monitorizarea radio a satelitului Echo, având acces la echipamentele ultra-sensibile adecvate, au decis să testeze unele dintre teoriile lor referitoare la emisia radio intrinsecă a anumitor obiecte spațiale.
Pentru a elimina eventualele interferențe de la sursele terestre, s-a decis să se folosească 7,35 cm.Totuși, după pornirea și reglarea antenei, a fost înregistrat un fenomen ciudat: un anumit zgomot, o componentă constantă de fundal, a fost înregistrat în tot Universul. Nu a depins de poziția Pământului față de alte planete, ceea ce a eliminat imediat presupunerea acestor interferențe radio sau ora din zi. Nici R. Wilson, nici A. Penzias nu au ghicit măcar că au descoperit radiația cosmică de fond cu microunde.
Întrucât niciunul dintre ei nu se aștepta la acest lucru, atribuind „fondul” caracteristicilor echipamentului (e suficient să ne amintim că antena cu microunde folosită era cea mai sensibilă la acea vreme), a trecut aproape un an întreg până să devină evident că zgomotul înregistrat face parte din Universul însuși. Intensitatea semnalului radio captat s-a dovedit a fi aproape identică cu intensitatea radiației la o temperatură de 3 Kelvin (1 Kelvin este egal cu -273 grade Celsius). Pentru comparație: zero conform Kelvin corespunde temperaturii unui obiect de atomi nemișcați. este în intervalul de la 500 MHz la 500 GHz.
În acest moment, doi teoreticieni de la Universitatea Princeton - R. Dicke și D. Pibbles, pe baza noilor modele de dezvoltare a Universului, au calculat matematic că o astfel de radiație ar trebui să existe și să pătrundă în tot spațiul. Inutil să spun că Penzias, care a aflat din întâmplare despre prelegeri pe această temă, a contactat universitatea și a raportat că a fost înregistrat fondul cosmic cu microunde.
Pe baza teoriei Big Bang, toată materia a apărut ca urmare a unei explozii colosale. În primii 300 de mii de ani după aceea, spațiul a fost o combinație de particule elementare și radiații. Ulterior, din cauza expansiunii, temperaturile au început să scadă, ceea ce a făcut posibilă apariția atomilor. Radiația relicvă înregistrată este un ecou al acelor vremuri îndepărtate. Atâta timp cât universul avea limite, densitatea particulelor era atât de mare încât radiația era „cuplată”, deoarece masa particulelor reflecta orice fel de undă, împiedicându-le să se propagă. Și abia după începutul formării atomilor, spațiul a devenit „transparent” pentru unde. Se crede că radiația relicvă a apărut în acest fel. În prezent, fiecare centimetru cub de spațiu conține aproximativ 500 de cuante inițiale, deși energia lor a scăzut de aproape 100 de ori.
Radiațiile relicve din diferite părți ale universului au temperaturi diferite. Acest lucru se datorează locației materiei primare în universul în expansiune. Acolo unde densitatea viitorilor atomi de materie era mai mare, proporția de radiație și, prin urmare, temperatura acesteia, a fost redusă. În aceste direcții s-au format ulterior obiectele mari (galaxiile și clusterele lor).
Studiul radiațiilor relicve ridică vălul incertitudinii asupra multor procese care au loc la începutul timpului.
