Ruumi üldise tausta üks komponente. meili mag. kiirgus. R. ja. ühtlaselt jaotunud üle taevasfääri ja intensiivsuselt vastab absoluutselt musta keha soojuskiirgusele temperatuuril u. 3 K, tuvastas Amer. teadlased A. Penzias ja... Füüsiline entsüklopeedia
Universumit täitev CMB kiirgus, kosmiline kiirgus, mille spekter on lähedane absoluutselt musta keha spektrile temperatuuriga umbes 3 K. Vaadeldakse lainetel alates mitmest mm kuni kümnete cm, peaaegu isotroopselt. Päritolu...... Kaasaegne entsüklopeedia
Taustkosmiline kiirgus, mille spekter on lähedane üleni musta keha spektrile, mille temperatuur on u. 3 K. Täheldatud lainetel alates mitmest mm kuni kümnete cm, peaaegu isotroopselt. Kosmilise mikrolaine taustkiirguse päritolu on seotud evolutsiooniga... Suur entsüklopeediline sõnaraamat
kosmiline mikrolaine taustkiirgus- Taustkosmiline raadiokiirgus, mis tekkis Universumi arengu algfaasis. [GOST 25645.103 84] Teemad, tingimused, füüsiline ruum. space EN jääkkiirgus… Tehniline tõlkija juhend
Taustkosmiline kiirgus, mille spekter on umbes 3°K temperatuuriga absoluutselt musta keha spektrile lähedane. Täheldatud lainetel alates mitmest millimeetrist kuni kümnete sentimeetriteni, peaaegu isotroopselt. Kosmilise mikrolaine taustkiirguse päritolu ... ... entsüklopeediline sõnaraamat
Elektromagnetkiirgus, mis täidab Universumi vaadeldava osa (vt Universum). R. ja. eksisteeris juba Universumi paisumise algfaasis ja mängis olulist rolli selle evolutsioonis; on ainulaadne teabeallikas tema mineviku kohta... Suur Nõukogude entsüklopeedia
CMB kiirgus- (ladinakeelsest sõnast relicium relimnant) Universumi evolutsiooniga seotud kosmiline elektromagnetkiirgus, mis alustas oma arengut pärast “suurt pauku”; kosmilise taustkiirguse, mille spekter on lähedane üleni musta keha spektrile, mille... ... Kaasaegse loodusteaduse algus
Taustaruum kiirgus, mille spekter on lähedane absoluutselt musta keha spektrile temperatuuriga u. 3 K. Täheldatud lainetena mitmest. mm kuni kümneid cm, peaaegu isotroopne. R. päritolu ja. seotud universumi arenguga, mineviku paradiisini... ... Loodusteadus. entsüklopeediline sõnaraamat
Kosmiline termiline taustkiirgus, mille spekter on lähedane absoluutselt musta keha spektrile, mille temperatuur on 2,7 K. Kiirguse päritolu. seotud universumi arenguga, millel oli kauges minevikus kõrge temperatuur ja kiirgustihedus... ... Astronoomiline sõnaraamat
Kosmoloogia Universumi vanus Suure Paugu Koonduv kaugus KMB Kosmoloogiline olekuvõrrand Tume energia Varjatud mass Friedmanni universum Kosmoloogiline põhimõte Kosmoloogilised mudelid Tekkimine ... Wikipedia
Raamatud
- Kosmoloogia, Steven Weinberg, Nobeli preemia laureaat Steven Weinbergi monumentaalne monograafia võtab kokku tänapäeva kosmoloogias viimase kahe aastakümne jooksul tehtud edusammud. See on ainulaadne… Kategooria: Astronoomia Kirjastaja: Librocom,
- Uus pilk mõnedele füüsika põhikontseptsioonidele ja eksperimentaalsetele faktidele, Emelyanov A.V. , Raamat on pühendatud kolme omavahel seotud füüsikaprobleemi analüüsile: 1. Inertsiaalsete jõudude füüsikaline olemus, mida Newton hakkas lahendama, kuid ei lahendanud. See keeruline probleem viib järeldusele, et ... Kategooria: Üldised küsimused. Füüsika ajalugu Seeria: Kirjastaja:
Vaatamata kaasaegsete instrumentide ja universumi uurimise uusimate meetodite kasutamisele jääb selle välimuse küsimus endiselt lahtiseks. See pole selle vanust arvestades üllatav: viimastel andmetel jääb see vahemikku 14–15 miljardit aastat. On ilmne, et sellest ajast peale on kunagi toimunud universaalse ulatusega grandioossete protsesside kohta olnud väga vähe tõendeid. Seetõttu ei julge keegi midagi väita, piirdudes vaid hüpoteesidega. Üks neist on aga saanud viimasel ajal väga kaaluka argumendi – kosmilise mikrolaine taustkiirgus.
1964. aastal otsustasid kaks tuntud laboratooriumi töötajat, kes teostasid Echo satelliidi raadiovaatlusi ja omasid juurdepääsu vastavatele ülitundlikele seadmetele, testida mõnda oma teooriat teatud kosmoseobjektide raadiokiirguse kohta.
Maapealsetest allikatest tulenevate võimalike häirete väljafiltreerimiseks otsustati kasutada 7,35 cm. Kuid pärast antenni sisselülitamist ja häälestamist registreeriti kummaline nähtus: kogu aeg registreeriti teatud müra, pidev taustakomponent. Universum. See ei sõltunud Maa asukohast teiste planeetide suhtes, mis välistas kohe raadiohäirete oletuse nendelt või kellaajalt. R. Wilson ega A. Penzias ei saanud isegi aru, et nad on avastanud universumi kosmilise mikrolainelise taustkiirguse.
Kuna keegi neist seda ei eeldanud, omistades “tausta” seadmete iseärasustele (piisab, kui meenutada, et kasutatav mikrolaineantenn oli sel ajal kõige tundlikum), siis möödus peaaegu terve aasta, kuni selgus, et salvestatud müra. oli osa universumist endast. Tuvastatud raadiosignaali intensiivsus osutus peaaegu identseks kiirguse intensiivsusega temperatuuril 3 kelvinit (1 kelvin võrdub -273 kraadi Celsiuse järgi). Võrdluseks, null Kelvin vastab liikumatutest aatomitest koosneva objekti temperatuurile. on vahemikus 500 MHz kuni 500 GHz.
Sel ajal arvutasid kaks Princetoni ülikooli teoreetikut - R. Dicke ja D. Pibbles Universumi arengu uutele mudelitele tuginedes matemaatiliselt, et selline kiirgus peaks eksisteerima ja läbima kogu ruumi. Ütlematagi selge, et Penzias, kes kogemata sai selleteemalistest loengutest teada, võttis ülikooliga ühendust ja teatas, et kosmiline mikrolaine taustkiirgus on registreeritud.
Suure Paugu teooriale tuginedes tekkis kogu mateeria kolossaalse plahvatuse tagajärjel. Esimesed 300 tuhat aastat pärast seda oli ruum elementaarosakeste ja kiirguse kombinatsioon. Seejärel hakkas paisumise tõttu temperatuur langema, mis tegi võimalikuks aatomite ilmumise. Avastatud reliktkiirgus on nende kaugete aegade kaja. Kuigi universumil olid piirid, oli osakeste tihedus nii suur, et kiirgus oli "seotud", kuna osakeste mass peegeldas igasuguseid laineid, takistades nende levimist. Ja alles pärast aatomite moodustumise algust muutus ruum lainete jaoks läbipaistvaks. Arvatakse, et nii tekkis kosmiline mikrolaine taustkiirgus. Hetkel sisaldab iga kuupsentimeetrit ruumi umbes 500 algkvanti, kuigi nende energia on vähenenud ligi 100 korda.
CMB kiirgus Universumi erinevates osades on erineva temperatuuriga. See on tingitud primaarse aine asukohast paisuvas universumis. Seal, kus tulevase aine aatomite tihedus oli suurem, vähenes kiirguse osakaal ja seega ka temperatuur. Nendes suundades tekkisid hiljem suured objektid (galaktikad ja nende parved).
Kosmilise mikrolaine taustkiirguse uurimine kergitab ebakindluse loori paljude aegade alguses toimuvate protsesside eest.
Üks elektromagnetilise spektriga seotud huvitavaid avastusi on kosmiline mikrolaine taustkiirgus. See avastati juhuslikult, kuigi ennustati selle olemasolu võimalust.
Kosmilise mikrolaine taustkiirguse avastamise ajalugu
Kosmilise mikrolaine taustkiirguse avastamise ajalugu sai alguse 1964. aastal. Ameerika laboritöötajad Kella telefon arendas tehissatelliiti kasutades sidesüsteemi. See süsteem pidi töötama 7,5 sentimeetri pikkustel lainetel. Sellistel lühikestel lainetel on satelliitraadioside suhtes mõned eelised, kuid Arno Penzias Ja Robert Wilson keegi ei lahendanud seda probleemi. Nad olid selles valdkonnas pioneerid ja pidid tagama, et samal lainepikkusel ei esineks tugevaid häireid või et telekomitöötajad teaksid sellistest häiretest ette. Sel ajal usuti, et kosmosest tulevate raadiolainete allikaks võivad olla ainult punktobjektid nagu raadiogalaktikad või tähed. Raadiolainete allikad. Teadlaste käsutuses oli erakordselt täpne vastuvõtja ja pöörlev sarveantenn. Nende abiga saaksid teadlased kuulata kogu taevalaotust umbes samamoodi nagu arst kuulab stetoskoobiga patsiendi rindkere.Loodusliku allika signaal
Ja niipea, kui antenn oli suunatud ühte punkti taevas, tantsis ostsilloskoobi ekraanil kõverjoon. Tüüpiline loodusliku allika signaal. Eksperdid olid oma õnnest ilmselt üllatunud: juba esimeses mõõdetud punktis oli raadiokiirguse allikas! Kuid ükskõik kuhu nad oma antenni suunasid, jäi efekt samaks. Teadlased kontrollisid seadmeid ikka ja jälle, kuid see oli täiesti korras. Ja lõpuks mõistsid nad, et olid avastanud varem tundmatu loodusnähtuse: kogu universum näis olevat täis sentimeetri pikkuste raadiolainetega. Kui me näeksime raadiolaineid, paistaks taevalaotus meile servast servani hõõguvana.
Universumi raadiolained. Penziase ja Wilsoni avastus avaldati. Ja mitte ainult nemad, vaid ka paljude teiste riikide teadlased hakkasid otsima salapäraste raadiolainete allikaid, mida tabasid kõik selleks otstarbeks kohandatud antennid ja vastuvõtjad, olenemata nende asukohast ja intensiivsusest. raadioemissioon lainepikkusel 7,5 sentimeetrit mis tahes punktis oli absoluutselt sama, see tundus olevat ühtlaselt üle kogu taeva. Teadlaste arvutatud CMB kiirgus
Nõukogude teadlased A. G. Doroškevitš ja I. D. Novikov, kes ennustasid kosmiline mikrolaine taustkiirgus enne kui see avaneb, tegi keerulisi arvutusi. Nad võtsid arvesse kõiki meie Universumis saadaolevaid kiirgusallikaid ja võtsid arvesse ka seda, kuidas teatud objektide kiirgus ajas muutus. Ja selgus, et sentimeetrilainete piirkonnas on kõik need kiirgused minimaalsed ega vastuta seetõttu tuvastatud taevasära eest. Vahepeal näitasid täiendavad arvutused, et määrdunud kiirguse tihedus on väga kõrge. Siin on footonželee (seda nimetasid teadlased salapäraseks kiirguseks) võrdlus kogu universumi aine massiga. Kui kõigi nähtavate galaktikate mateeria on ühtlaselt "levitatud" kogu universumi ruumis, siis on kolme kuupmeetri ruumi kohta ainult üks vesinikuaatom (lihtsuse huvides loeme kogu tähtede ainet vesinikuks ). Ja samal ajal sisaldab iga kuupsentimeetrit reaalset ruumi umbes 500 footoni kiirgust. Üsna palju, isegi kui võrrelda mitte aine ja kiirguse ühikute arvu, vaid otseselt nende masse. Kust tuli nii tugev kiirgus? Omal ajal avastas nõukogude teadlane A. A. Friedman Einsteini kuulsaid võrrandeid lahendades, et meie universum on pidevas paisumises. Peagi leiti sellele kinnitus. Ameeriklane E. Hubble avastas galaktika majanduslanguse nähtus. Ekstrapoleerides selle nähtuse minevikku, saame välja arvutada hetke, mil kogu Universumi aine oli väga väikeses mahus ja selle tihedus oli võrreldamatult suurem kui praegu. Universumi paisumise käigus suureneb iga kvanti lainepikkus võrdeliselt Universumi paisumisega; sel juhul tundub, et kvant "jahtub" - lõppude lõpuks, mida lühem on kvanti lainepikkus, seda "kuum" see on. Tänapäeva sentimeetriskaalas kiirguse heledustemperatuur on umbes 3 kraadi absoluutset Kelvinit. Ja kümme miljardit aastat tagasi, kui Universum oli võrreldamatult väiksem ja selle aine tihedus väga suur, oli nende kvantide temperatuur umbes 10 miljardit kraadi. Sellest ajast alates on meie universum "maetud" pidevalt jahutava kiirguse kvantidega. Seetõttu nimetatakse kogu universumis "määrdunud" sentimeetrit raadiokiirgust kosmiliseks mikrolaine taustkiirguseks. Reliikviad, nagu teate, on kõige iidsemate loomade ja taimede jäänuste nimed, mis on säilinud tänapäevani. Sentimeetrise kiirguse kvantid on kindlasti kõige iidsemad jäänused. Lõppude lõpuks pärineb nende kujunemine ajast, mis on meist umbes 15 miljardit aastat kaugemal.Teadmised universumist tõid kaasa kosmilise mikrolaine taustkiirguse
Selle kohta, milline oli mateeria nullhetkel, mil selle tihedus oli lõpmatult suur, ei saa peaaegu midagi öelda. Kuid ajal toimunud nähtused ja protsessid Universum, vaid sekund pärast tema sündi ja isegi varem, kuni 10–8 sekundit, kujutavad teadlased juba üsna hästi ette. Info selle kohta toodi täpselt kosmiline mikrolaine taustkiirgus. Niisiis, nullhetkest on möödas sekund. Meie universumi aine temperatuur oli 10 miljardit kraadi ja see koosnes omamoodi "pudrust" reliikviakvandid, elektroodid, positronid, neutriinod ja antineutriinod . “Pudru” tihedus oli tohutu - rohkem kui tonn kuupsentimeetri kohta. Sellistes "rahvarohketes tingimustes" toimusid pidevalt neutronite ja positronite kokkupõrked elektronidega, prootonid muutusid neutroniteks ja vastupidi. Kuid kõige rohkem oli siin kvante – 100 miljonit korda rohkem kui neutroneid ja prootoneid. Loomulikult ei saanud sellise tiheduse ja temperatuuri juures eksisteerida ühtki keerulist ainetuuma: siin nad ei lagunenud. Möödus sada sekundit. Universumi paisumine jätkus, selle tihedus pidevalt vähenes ja temperatuur langes. Positronid peaaegu kadusid, neutronid muutusid prootoniteks. Algas vesiniku ja heeliumi aatomituumade moodustumine. Teadlaste arvutused näitavad, et 30 protsenti neutronitest ühinesid heeliumi tuumadeks, samas kui 70 protsenti neist jäi üksi ja muutusid vesiniku tuumadeks. Nende reaktsioonide käigus tekkisid uued kvantid, kuid nende arvu ei saanud enam algse omaga võrrelda, seega võib eeldada, et see ei muutunud üldse. Universumi paisumine jätkus. Looduse poolt alguses nii järsult pruulitud “pudru” tihedus vähenes proportsionaalselt joonkauguse kuubikuga. Möödusid aastad, sajandid, aastatuhanded. 3 miljonit aastat on möödunud. “Pudru” temperatuur oli selleks hetkeks langenud 3-4 tuhande kraadini, ka aine tihedus lähenes täna teadaolevale, kuid aineklompe, millest võiks tekkida tähti ja galaktikaid, veel tekkida ei saanud. Kiirgusrõhk oli sel ajal liiga suur, tõrjudes igasuguse sellise moodustise eemale. Isegi heeliumi ja vesiniku aatomid jäid ioniseerituks: elektronid eksisteerisid eraldi, prootonid ja aatomite tuumad samuti eraldi. Alles kolme miljoni aastase perioodi lõpupoole hakkasid jahtuvas “pudrus” tekkima esimesed kondensatsioonid. Algul oli neid väga vähe. Niipea, kui tuhandik "pudrust" kondenseerus omapärasteks prototähtedeks, hakkasid need moodustised "põlema" sarnaselt tänapäevaste tähtedega. Ja nende poolt kiiratavad footonid ja energiakvandid soojendasid jahtuma hakanud “pudru” temperatuurini, mille juures uute kondensatsioonide teke taas võimatuks osutus. "Pudru" jahutamise ja soojendamise perioodid prototähtede sähvatustega vaheldusid, asendades üksteist. Ja Universumi paisumise mingil etapil muutus uute kondensatsioonide teke peaaegu võimatuks, kuna kunagine nii paks "puder" oli muutunud liiga "vedelaks". Ligikaudu 5 protsenti ainest õnnestus ühineda ja 95 protsenti oli paisuva Universumi ruumis laiali. Nii "hajusid" kunagised kuumad kvantid, mis moodustasid reliktkiirguse. Nii hajusid “pudru” osaks olnud vesiniku ja heeliumi aatomite tuumad.Hüpotees Universumi tekkest
Siin on üks neist: suurem osa meie Universumi ainest ei asu planeetide, tähtede ja galaktikate koostises, vaid moodustab galaktikatevahelist gaasi – 70 protsenti vesinikku ja 30 protsenti heeliumi, üks vesinikuaatom ruumi kuupmeetri kohta. Seejärel läbis universumi areng prototähtede staadiumi ja sisenes meie jaoks tavalise aine staadiumisse, tavalised lahtirulluvad spiraalgalaktikad, tavalised tähed, millest kõige tuttavam on meie oma. Mõnede nende tähtede ümber tekkisid planeedisüsteemid ja vähemalt ühel neist planeetidest tekkis elu, mis evolutsiooni käigus andis aluse intelligentsusele. Teadlased ei tea veel, kui sageli leidub kosmose avarustes planeetide ringiga ümbritsetud tähti. Nad ei oska midagi öelda selle kohta, kui sageli.
Planeetide ümmargune tants. Ja lahtiseks jääb küsimus, kui sageli õitseb elutaim lopsakaks mõistuse lilleks. Tänapäeval meile teadaolevad hüpoteesid, mis kõiki neid probleeme tõlgendavad, on pigem põhjendamatud oletused. Kuid tänapäeval areneb teadus nagu laviin. Hiljuti polnud teadlastel aimugi, kuidas meie oma alguse sai. Umbes 70 aastat tagasi avastatud kosmiline mikrolaine taustkiirgus võimaldas selle pildi maalida. Tänapäeval ei ole inimkonnal piisavalt fakte, mille põhjal ta saaks vastata eelpool sõnastatud küsimustele. Tundmine avakosmosesse, külastused Kuule ja teistele planeetidele toovad uusi fakte. Ja faktidele ei järgne enam hüpoteesid, vaid ranged järeldused. CMB kiirgus näitab Universumi homogeensust
Mida veel reliktsed kiired, need meie universumi sünni tunnistajad, teadlastele rääkisid? A. A. Friedman lahendas ühe Einsteini antud võrrandi ja selle lahenduse põhjal avastas ta Universumi paisumise. Einsteini võrrandite lahendamiseks oli vaja paika panna nn algtingimused. Friedman lähtus eeldusest, et Universum on homogeenne ja isotroopne, mis tähendab, et selles sisalduv aine jaotub ühtlaselt. Ja 5-10 aasta jooksul, mis on möödunud Friedmani avastamisest, jäi lahtiseks küsimus, kas see oletus oli õige. Nüüd on see sisuliselt eemaldatud. Universumi isotroopsusest annab tunnistust reliktse raadiokiirguse hämmastav ühtlus. Teine fakt viitab samale asjale – Universumi aine jaotusele galaktikate ja galaktikatevahelise gaasi vahel.
Lõppude lõpuks on galaktikatevaheline gaas, mis moodustab suurema osa universumi ainest, jaotunud selles sama ühtlaselt kui reliktikvandid. Kosmilise mikrolaine taustkiirguse avastamine võimaldab vaadata mitte ainult ülikaugesse minevikku – kaugemale aja piiridest, mil polnud ei meie Maad, Päikest, Galaktikat ega isegi Universumit ennast. Nagu hämmastav teleskoop, mida saab suunata mis tahes suunas, võimaldab CMB avastamine meil vaadata ülikaugesse tulevikku. Nii ülikauge, kui ei ole Maad, Päikest ega Galaktikat. Siin aitab Universumi paisumise fenomen, kuidas selle moodustavad tähed, galaktikad, tolmu- ja gaasipilved kosmoses hajuvad. Kas see protsess on igavene? Või kas laienemine aeglustub, peatub ja annab siis teed kokkusurumisele? Ja kas universumi järjestikused kokkusurumised ja paisumised pole mingid mateeria pulsatsioonid, hävimatud ja igavesed? Vastus neile küsimustele sõltub eelkõige sellest, kui palju ainet universumis sisaldub. Kui selle kogugravitatsioon on paisumise inertsi ületamiseks piisav, annab paisumine paratamatult teed kokkusurumisele, mille käigus galaktikad järk-järgult üksteisele lähenevad. Noh, kui gravitatsioonijõududest ei piisa, et aeglustada ja paisumise inertsist üle saada, on meie universum hukule määratud: see hajub kosmoses! Kogu meie universumi tulevane saatus! Kas on suurem probleem? Kosmilise mikrolaine taustkiirguse uurimine andis teadusele võimaluse seda poseerida. Ja on võimalik, et edasised uuringud lahendavad selle. CMB kiirgus
Ekstragalaktiline mikrolaine taustkiirgus esineb sagedusvahemikus 500 MHz kuni 500 GHz, mis vastab lainepikkustele 60 cm kuni 0,6 mm. See taustkiirgus kannab teavet protsesside kohta, mis toimusid universumis enne galaktikate, kvasarite ja muude objektide teket. See kiirgus, mida nimetatakse kosmiliseks mikrolaine taustkiirguseks, avastati 1965. aastal, kuigi George Gamow ennustas seda juba 40ndatel ja astronoomid on seda aastakümneid uurinud.
Laienevas Universumis sõltub aine keskmine tihedus ajast – varem oli see suurem. Paisumise käigus ei muutu aga mitte ainult aine tihedus, vaid ka soojusenergia, mis tähendab, et paisumise algfaasis ei olnud Universum mitte ainult tihe, vaid ka kuum. Selle tulemusena peaks meie ajal eksisteerima jääkkiirgus, mille spekter on sama, mis absoluutselt tahke keha spekter, ja see kiirgus peaks olema väga isotroopne. 1964. aastal avastasid A.A Penzias ja R. Wilson tundlikku raadioantenni katsetades väga nõrga taustaga mikrolainekiirgust, millest nad kuidagi lahti ei saanud. Selle temperatuuriks osutus 2,73 K, mis on lähedane ennustatud väärtusele. Isotroopiakatsetest selgus, et mikrolaine taustkiirguse allikat ei saa Galaktika sees paikneda, sest siis tuleb jälgida kiirguse kontsentratsiooni Galaktika keskme suunas. Kiirgusallikas ei saanud asuda Päikesesüsteemi sees, sest Kiirguse intensiivsus varieerub iga päev. Seetõttu tehti järeldus selle taustkiirguse ekstragalaktilise olemuse kohta. Seega sai kuuma Universumi hüpotees vaatlusaluse aluse.
Kosmilise mikrolaine taustkiirguse olemuse mõistmiseks tuleb pöörduda Universumi paisumise algfaasis toimunud protsesside poole. Vaatleme, kuidas universumi füüsikalised tingimused paisumisprotsessi käigus muutusid.
Nüüd sisaldab iga ruumi kuupsentimeetrit umbes 500 reliktfootonit ja ainet on ruumala kohta palju vähem. Kuna footonite arvu ja barüonite arvu suhe paisumisel säilib, kuid footonite energia Universumi paisumisel punanihke tõttu aja jooksul väheneb, võime järeldada, et mingil ajal minevikus oli energia kiirgustihedus oli suurem kui aineosakeste energiatihedus. Seda aega nimetatakse universumi evolutsiooni kiirgusetapiks. Kiirgusetappi iseloomustas aine ja kiirguse temperatuuri võrdsus. Sel ajal määras kiirgus täielikult Universumi paisumise olemuse. Umbes miljon aastat pärast Universumi paisumise algust langes temperatuur mitme tuhande kraadini ja toimus elektronide, mis varem olid vabad osakesed, rekombinatsioon prootonite ja heeliumi tuumadega, s.o. aatomite moodustumine. Universum on muutunud kiirgusele läbipaistvaks ja just seda kiirgust me nüüd tuvastame ja nimetame reliktkiirguseks. Tõsi, sellest ajast peale on footonid universumi paisumise tõttu oma energiat umbes 100 korda vähendanud. Piltlikult öeldes “jäljendasid” kosmilised mikrolaine taustakvandid rekombinatsiooni ajastu ja kannavad otsest teavet kauge mineviku kohta.
Pärast rekombinatsiooni hakkas mateeria kiirgusest sõltumata esimest korda iseseisvalt arenema ja selles hakkasid tekkima tihedused – tulevaste galaktikate embrüod ja nende parved. Seetõttu on teadlaste jaoks nii olulised katsed kosmilise mikrolaine taustkiirguse omaduste – selle spektri ja ruumiliste kõikumiste – uurimiseks. Nende jõupingutused ei olnud asjatud: 90ndate alguses. Vene kosmoseeksperiment Relikt-2 ja ameeriklane Kobe avastasid taeva naaberalade kosmilise mikrolaine taustkiirguse temperatuuride erinevused ning kõrvalekalle keskmisest on vaid umbes tuhandik protsenti. Need temperatuurimuutused kannavad teavet aine tiheduse kõrvalekalde kohta rekombinatsiooniajastu keskmisest väärtusest. Pärast rekombinatsiooni jaotus aine Universumis peaaegu ühtlaselt ja seal, kus tihedus oli vähemalt veidi üle keskmise, oli külgetõmme tugevam. Tiheduse kõikumised viisid hiljem universumis vaadeldud suuremahuliste struktuuride, galaktikaparvede ja üksikute galaktikate tekkeni. Kaasaegsete ideede kohaselt peaksid esimesed galaktikad moodustuma ajastul, mis vastab punanihkele 4-lt 8-le.
Kas on võimalus heita pilk veelgi kaugemale rekombinatsioonieelsesse ajastusse? Kuni rekombinatsiooni hetkeni oli just elektromagnetkiirguse rõhk see, mis peamiselt tekitas gravitatsioonivälja, mis pidurdas Universumi paisumist. Selles etapis varieerus temperatuur pöördvõrdeliselt paisumise algusest möödunud aja ruutjuurega. Vaatleme järjestikku varajase universumi paisumise erinevaid etappe.
Temperatuuril ligikaudu 1013 kelvinit sündisid ja hävisid universumis erinevate osakeste ja antiosakeste paarid: prootonid, neutronid, mesonid, elektronid, neutriinod jne. Kui temperatuur langes 5*1012 K-ni, olid peaaegu kõik prootonid ja neutronid. annihileeritud, muutudes kiirguskvantideks; Alles jäid vaid need, mille jaoks antiosakesi “ei piisanud”. Just nendest "liigsetest" prootonitest ja neutronitest koosneb tänapäevase vaadeldava universumi aine.
Temperatuuril T = 2*1010 K lakkasid kõikeläbivad neutriinod ainega suhtlemast – sellest hetkest peaks olema alles jäänud “reliktne neutriino taust”, mida võib olla võimalik tulevaste neutriinokatsete käigus tuvastada.
Kõik, millest äsja räägiti, toimus ülikõrgetel temperatuuridel esimesel sekundil pärast Universumi paisumise algust. Mõni sekund pärast universumi “sündi” algas primaarse nukleosünteesi ajastu, mil moodustusid deuteeriumi, heeliumi, liitiumi ja berülliumi tuumad. See kestis umbes kolm minutit ja selle peamiseks tulemuseks oli heeliumituumade moodustumine (25% kogu universumi aine massist). Ülejäänud heeliumist raskemad elemendid moodustasid ainest tühise osa - umbes 0,01%.
Pärast nukleosünteesi ajastut ja enne rekombinatsiooni ajastut (umbes 106 aastat) toimus universumi vaikne paisumine ja jahtumine ning seejärel - sadu miljoneid aastaid pärast algust - ilmusid esimesed galaktikad ja tähed.
Viimastel aastakümnetel on kosmoloogia ja elementaarosakeste füüsika areng võimaldanud teoreetiliselt käsitleda Universumi paisumise väga esialgset, “ülitihedat” perioodi. Selgub, et päris paisumise alguses, kui temperatuur oli uskumatult kõrge (üle 1028 K), võis Universum olla erilises olekus, kus ta paisus kiirendusega ning energia mahuühiku kohta jäi konstantseks. Seda laienemisetappi nimetati inflatsiooniliseks. Selline aine olek on võimalik ühel tingimusel – alarõhul. Inflatsiooni ülikiire ekspansiooni etapp hõlmas pisikest ajaperioodi: see lõppes umbes 10–36 sekundiga. Arvatakse, et aine elementaarosakeste tegelik "sünd" sellisel kujul, nagu neid praegu tunneme, toimus vahetult pärast inflatsioonifaasi lõppu ja selle põhjustas hüpoteetilise välja lagunemine. Pärast seda jätkus Universumi paisumine inertsist.
Inflatsioonilise universumi hüpotees annab vastuse mitmetele olulistele kosmoloogiaküsimustele, mida kuni viimase ajani peeti seletamatuteks paradoksideks, eelkõige küsimusele universumi paisumise põhjusest. Kui oma ajaloos elas universum tõesti läbi ajastu, mil valitses suur alarõhurõhk, siis gravitatsioon oleks paratamatult pidanud tekitama mitte külgetõmbe, vaid materiaalsete osakeste vastastikuse tõrjumise. Ja see tähendab, et Universum hakkas kiiresti, plahvatuslikult paisuma. Muidugi on inflatsioonilise Universumi mudel vaid hüpotees: isegi selle sätete kaudseks kontrollimiseks on vaja instrumente, mida lihtsalt pole veel loodud. Universumi kiirendatud paisumise idee selle evolutsiooni kõige varasemas etapis on aga kindlalt jõudnud kaasaegsesse kosmoloogiasse.
Varajasest Universumist rääkides transporditakse meid järsku suurimatelt kosmilistelt skaaladelt mikromaailma piirkonda, mida kirjeldavad kvantmehaanika seadused. Elementaarosakeste ja ülikõrgete energiate füüsika on kosmoloogias tihedalt läbi põimunud hiiglaslike astronoomiliste süsteemide füüsikaga. Suurim ja väikseim on siin omavahel ühendatud. See on meie maailma hämmastav ilu, täis ootamatuid seoseid ja sügavat ühtsust.
Elu ilmingud Maal on äärmiselt mitmekesised. Elu Maal esindavad tuuma- ja tuumaeelsed, ühe- ja mitmerakulised olendid; hulkrakseid esindavad omakorda seened, taimed ja loomad. Kõik need kuningriigid ühendavad erinevaid tüüpe, klasse, ordu, perekondi, perekondi, liike, populatsioone ja indiviide.
Kogu elusolendite lõputuna näivas mitmekesisuses võib eristada mitut erinevat elusolendite organiseerituse tasandit: molekulaarne, rakuline, koe-, organ-, ontogeneetiline, populatsioon, liik, biogeotsenootiline, biosfäär. Loetletud tasemed on õppimise hõlbustamiseks esile tõstetud. Kui proovime tuvastada peamised tasemed, mis ei kajasta mitte niivõrd uurimistasemeid, kuivõrd elukorralduse taset Maal, siis peaks sellise tuvastamise peamisteks kriteeriumideks olema konkreetsete elementaarsete, diskreetsete struktuuride ja elementaarnähtuste olemasolu. Selle lähenemisviisiga osutub vajalikuks ja piisavaks eristada molekulaargeneetilist, ontogeneetilist, populatsiooniliigilist ja biogeotsenootilist taset (N.V. Timofejev-Resovski jt).
Molekulaargeneetiline tase. Seda taset uurides saavutati ilmselt suurim selgus põhimõistete määratlemisel, samuti elementaarstruktuuride ja nähtuste tuvastamisel. Pärilikkuse kromosoomiteooria väljatöötamine, mutatsiooniprotsessi analüüs ning kromosoomide, faagide ja viiruste struktuuri uurimine paljastasid elementaarsete geneetiliste struktuuride ja nendega seotud nähtuste korralduse põhijooned. On teada, et selle tasandi põhistruktuurid (põlvest põlve edastatava päriliku teabe koodid) on pikkuse järgi diferentseeritud DNA koodielementideks – lämmastikaluste kolmikuteks, mis moodustavad geene.
Geenid sellel elukorraldustasandil esindavad elementaarseid üksusi. Geenidega seotud peamisteks elementaarnähtusteks võib pidada nende lokaalseid struktuurseid muutusi (mutatsioone) ja neisse salvestatud informatsiooni ülekandumist rakusisestesse kontrollsüsteemidesse.
Konvariantne reduplikatsioon toimub matriitsi põhimõttel DNA kaksikheeliksi vesiniksidemete katkemise teel ensüümi DNA polümeraasi osalusel. Seejärel ehitab iga ahela üles vastava ahela, misjärel ühendatakse uued ahelad üksteisega komplementaarselt. Komplementaarsete ahelate pürimidiini ja puriini aluseid hoiavad koos vesiniksidemed. See protsess viiakse läbi väga kiiresti. Seega kulub ligikaudu 40 tuhandest nukleotiidipaarist koosneva Escherichia coli DNA isekoostumiseks vaid 100 s. Geneetiline informatsioon kantakse tuumast mRNA molekulide abil tsütoplasmasse ribosoomidesse ja osaleb seal valkude sünteesis. Elusrakus sünteesitakse tuhandeid aminohappeid sisaldav valk 5–6 minutiga, bakterites aga kiiremini.
Peamised juhtimissüsteemid nii konvariantsel reduplikatsioonil kui ka rakusisese infoedastuse ajal kasutavad “maatriksiprintsiipi”, s.o. on maatriksid, mille kõrvale ehitatakse vastavad spetsiifilised makromolekulid. Praegu dešifreeritakse edukalt nukleiinhapete struktuuri sisseehitatud koodi, mis toimib maatriksina spetsiifiliste valgustruktuuride sünteesiks rakkudes. Maatrikskopeerimisel põhinev reduplikatsioon ei säilita mitte ainult geneetilist normi, vaid ka kõrvalekaldeid sellest, s.t. mutatsioonid (evolutsiooniprotsessi alus). Molekulaargeneetilise taseme piisavalt täpsed teadmised on vajalik eeldus selgeks arusaamiseks kõigil teistel elukorralduse tasanditel toimuvatest elunähtustest.
Kosmiline elektromagnetiline kiirgus, mis tuleb Maale kõikidest taeva külgedest ligikaudu ühesuguse intensiivsusega ja millel on musta keha kiirgusele iseloomulik spekter temperatuuril umbes 3 K (3 kraadi absoluutsel Kelvini skaalal, mis vastab -270 ° C) . Sellel temperatuuril pärineb põhiosa kiirgusest sentimeetri- ja millimeetrivahemikus raadiolainetest. Kosmilise mikrolaine taustkiirguse energiatihedus on 0,25 eV/cm 3 .
Eksperimentaalsed raadioastronoomid eelistavad nimetada seda kiirgust "kosmiliseks mikrolaine taustaks" (CMB). Teoreetilised astrofüüsikud nimetavad seda sageli "reliktseks kiirguseks" (termini pakkus välja vene astrofüüsik I. S. Shklovsky), kuna tänapäeva kuuma universumi üldtunnustatud teooria raames tekkis see kiirgus meie paisumise varases staadiumis. maailmas, kui selle aine oli peaaegu homogeenne ja väga kuum. Mõnikord võib teaduslikust ja populaarsest kirjandusest leida ka termini "kolmekraadine kosmiline kiirgus". Allpool nimetame seda kiirgust reliktkiirguseks.
Kosmilise mikrolaine taustkiirguse avastamine 1965. aastal oli kosmoloogia jaoks väga oluline; sellest sai 20. sajandi loodusteaduse üks olulisemaid saavutusi. ja loomulikult kosmoloogia jaoks kõige olulisem pärast galaktikate spektrite punanihke avastamist. Nõrk reliktkiirgus toob meile teavet meie universumi eksisteerimise esimeste hetkede kohta, selle kauge ajastu kohta, mil kogu universum oli kuum ja selles ei eksisteerinud planeete, tähti ega galaktikaid. Selle kiirguse üksikasjalikud mõõtmised, mis on viimastel aastatel läbi viidud maapealsete, stratosfääri ja kosmoseobservatooriumite abil, kergitavad eesriide universumi sünni saladusele.
Kuuma universumi teooria. 1929. aastal avastas Ameerika astronoom Edwin Hubble (1889-1953), et enamik galaktikaid eemaldub meist ja seda kiiremini, mida kaugemal galaktika asub (Hubble'i seadus). Seda tõlgendati universumi üldise paisumisena, mis sai alguse ligikaudu 15 miljardit aastat tagasi. Tekkis küsimus, milline nägi universum välja kauges minevikus, kui galaktikad hakkasid just üksteisest eemalduma, ja isegi varem. Kuigi Einsteini üldrelatiivsusteoorial põhineva ja Universumi dünaamikat kirjeldava matemaatilise aparaadi lõid juba 1920. aastatel Willem de Sitter (1872-1934), Alexander Friedman (1888-1925) ja Georges Lemaitre (18694-1966). ), füüsika kohta ei teatud Universumi oleku kohta selle evolutsiooni algajastul midagi. Polnud isegi kindel, et universumi ajaloos oli teatud hetk, mida võiks pidada "paisumise alguseks".
Tuumafüüsika areng 1940. aastatel võimaldas välja töötada teoreetilisi mudeleid Universumi evolutsiooni kohta minevikus, mil selle aine arvati olevat kokku surutud suure tihedusega, mille juures on võimalikud tuumareaktsioonid. Need mudelid pidid ennekõike selgitama Universumi aine koostist, mis selleks ajaks oli tähtede spektrivaatluste põhjal juba üsna usaldusväärselt mõõdetud: keskmiselt koosnevad need 2/3 vesinikust ja 1/3 heeliumist ja kõik muud keemilised elemendid kokku ei moodusta rohkem kui 2%. Tuumasiseste osakeste - prootonite ja neutronite - omaduste tundmine võimaldas arvutada Universumi paisumise alguse variante, mis erinevad nende osakeste algsisalduse ning termodünaamilises tasakaalus oleva aine temperatuuri ja kiirguse poolest. sellega. Iga valik andis universumi algaine koostise.
Kui detailid välja jätta, siis Universumi paisumise alguse tingimuste jaoks on kaks põhimõtteliselt erinevat võimalust: selle aine võib olla kas külm või kuum. Tuumareaktsioonide tagajärjed on üksteisest põhimõtteliselt erinevad. Kuigi Lemaitre väljendas oma esimestes töödes ideed universumi kuuma mineviku võimalikkusest, oli see ajalooliselt esimene, kes kaalus külma alguse võimalust 1930. aastatel.
Esimestes oletustes arvati, et kogu Universumi aine eksisteeris kõigepealt külmade neutronite kujul. Hiljem selgus, et see oletus läheb tähelepanekutele vastu. Fakt on see, et vabas olekus neutron laguneb keskmiselt 15 minutit pärast selle tekkimist, muutudes prootoniks, elektroniks ja antineutriinoks. Laienevas universumis hakkaksid tekkivad prootonid ühinema ülejäänud neutronitega, moodustades deuteeriumi aatomite tuumad. Lisaks tooks tuumareaktsioonide ahel kaasa heeliumi aatomite tuumade moodustumise. Keerulisemaid aatomituumasid, nagu arvutused näitavad, sel juhul praktiliselt ei teki. Selle tulemusena muutuks kogu aine heeliumiks. See järeldus on teravas vastuolus tähtede ja tähtedevahelise aine vaatlustega. Keemiliste elementide levimus looduses lükkab ümber hüpoteesi, et aine paisumine algab külmade neutronite kujul.
1946. aastal pakkus USA-s vene päritolu füüsik Georgi Gamow (1904-1968) välja universumi paisumise algfaasi "kuuma" versiooni. 1948. aastal avaldati tema kaastöötajate Ralph Alpheri ja Robert Hermani tööd, mis uurisid kuuma aine tuumareaktsioone kosmoloogilise paisumise alguses, et saada praegu täheldatud seoseid erinevate keemiliste elementide koguste ja nende isotoopide vahel. Neil aastatel oli loomulik soov selgitada kõikide keemiliste elementide päritolu nende sünteesiga aine evolutsiooni esimestel hetkedel. Fakt on see, et tol ajal hindasid nad ekslikult Universumi paisumise algusest möödunud aega vaid 2-4 miljardiks aastaks. Selle põhjuseks oli Hubble'i konstandi ülehinnatud väärtus, mis tulenes nende aastate astronoomilistest vaatlustest.
Võrreldes Universumi vanust 2-4 miljardit aastat Maa hinnangulise vanusega - umbes 4 miljardit aastat - tuli eeldada, et Maa, Päike ja tähed tekkisid valmis keemilise koostisega primaarsest ainest. . Usuti, et see koostis oluliselt ei muutunud, kuna elementide süntees tähtedes on aeglane protsess ja selle rakendamiseks polnud aega enne Maa ja teiste kehade teket.
Hilisem ekstragalaktilise kauguse skaala läbivaatamine tõi kaasa ka universumi vanuse revideerimise. Tähtede evolutsiooni teooria selgitab edukalt kõigi raskete elementide (heeliumist raskemate) päritolu nende nukleosünteesiga tähtedes. Universumi paisumise varases staadiumis pole enam vaja selgitada kõigi elementide, sealhulgas raskete elementide päritolu. Kuuma Universumi hüpoteesi olemus osutus aga õigeks.
Teisest küljest on tähtede ja tähtedevahelise gaasi heeliumisisaldus umbes 30 massiprotsenti. Seda on palju rohkem, kui saab seletada tähtede tuumareaktsioonidega. See tähendab, et heelium peaks erinevalt rasketest elementidest sünteesima Universumi paisumise alguses, kuid samal ajal piiratud koguses.
Gamow teooria põhiidee seisneb just selles, et aine kõrge temperatuur takistab kogu aine muutumist heeliumiks. Hetkel 0,1 sekundit pärast paisumise algust oli temperatuur umbes 30 miljardit K. Selline kuum aine sisaldab palju suure energiaga footoneid. Footonite tihedus ja energia on nii kõrged, et valgus interakteerub valgusega, mis viib elektron-positroni paaride tekkeni. Paaride hävitamine võib omakorda viia footonite tekkeni, aga ka neutriino- ja antineutriinopaaride tekkeni. Selles “kiisevas pajas” on tavaline aine. Väga kõrgetel temperatuuridel ei saa keerulisi aatomituumasid eksisteerida. Ümbritsevad energeetilised osakesed purustaksid need koheselt. Seetõttu eksisteerivad aine rasked osakesed neutronite ja prootonite kujul. Koostoimed energeetiliste osakestega põhjustavad neutronite ja prootonite kiiret muutumist üksteiseks. Neutronite ja prootonite ühendamise reaktsioone aga ei toimu, kuna tekkiv deuteeriumituum laguneb koheselt suure energiaga osakeste poolt. Seega katkeb kõrge temperatuuri tõttu heeliumi tekkeni viiv ahel kohe alguses.
Alles siis, kui paisuv universum jahtub temperatuurini alla miljardi kelvini, on osa tekkivast deuteeriumist juba talletatud ja see viib heeliumi sünteesini. Arvutused näitavad, et aine temperatuuri ja tihedust saab reguleerida nii, et selleks hetkeks on neutronite osakaal aines umbes 15 massiprotsenti. Need neutronid, ühinedes sama arvu prootonitega, moodustavad umbes 30% heeliumist. Ülejäänud rasked osakesed jäid prootoniteks – vesinikuaatomite tuumadeks. Tuumareaktsioonid lõpevad esimese viie minuti jooksul pärast universumi paisumise algust. Seejärel, kui universum paisub, väheneb selle aine ja kiirguse temperatuur. Gamowi, Alpheri ja Hermani 1948. aasta töödest järgnes: kui kuuma universumi teooria ennustab 30% heeliumi ja 70% vesiniku tekkimist peamiste keemiliste elementidena looduses, siis tänapäevane universum peab paratamatult täituma ürgse kuuma kiirguse jäänuk (“reliikvia”) ja tänapäevane temperatuur See CMB peaks olema umbes 5 K.
Kuid kosmoloogilise paisumise alguse erinevate võimaluste analüüs ei lõppenud Gamowi hüpoteesiga. 1960. aastate alguses tegi geniaalse katse naasta külma versiooni juurde Ya.B Zeldovitš, kes väitis, et algne külm aine koosnes prootonitest, elektronidest ja neutriinodest. Nagu Zeldovitš näitas, muutub selline segu paisumisel puhtaks vesinikuks. Heelium ja teised keemilised elemendid sünteesiti selle hüpoteesi kohaselt hiljem, kui tähed tekkisid. Pange tähele, et selleks ajaks teadsid astronoomid juba, et universum on Maast ja enamikust meid ümbritsevatest tähtedest mitu korda vanem ning andmed heeliumi arvukuse kohta täheeelses aines olid neil aastatel veel väga ebakindlad.
Näib, et otsustavaks proovikiviks Universumi külma ja kuuma mudeli vahel valiku tegemisel võiks olla kosmilise mikrolaine taustkiirguse otsimine. Kuid millegipärast ei püüdnud keegi pärast Gamowi ja tema kolleegide ennustust aastaid teadlikult seda kiirgust tuvastada. Selle avastasid 1965. aastal täiesti juhuslikult Ameerika Belli firma raadiofüüsikud R. Wilson ja A. Penzias, kellele pälvisid 1978. aastal Nobeli preemia.
Teel kosmilise mikrolaine taustkiirguse tuvastamise poole. 1960. aastate keskel jätkasid astrofüüsikud Universumi kuuma mudeli teoreetilise uurimisega. Kosmilise mikrolaine taustkiirguse eeldatavate omaduste arvutamise viisid 1964. aastal läbi A. G. Doroškevitš ja I. D. Novikov NSV Liidus ning sõltumatult F. Hoyle ja R. J. Taylor Ühendkuningriigis. Kuid need tööd, nagu ka Gamow ja tema kolleegide varasemad tööd, ei äratanud tähelepanu. Kuid nad on juba veenvalt näidanud, et kosmilist mikrolaine taustkiirgust on võimalik jälgida. Vaatamata selle kiirguse äärmisele nõrkusele meie ajastul, asub see õnneks selles elektromagnetilise spektri piirkonnas, kus kõik teised kosmilised allikad kiirgavad üldiselt veelgi nõrgemat kiirgust. Seetõttu oleks pidanud selle avastamiseni viima kosmilise mikrolaine taustkiirguse sihipärane otsing, kuid raadioastronoomid ei teadnud sellest.
Nii ütles A. Penzias oma Nobeli loengus: „Esimene avaldatud äratundmine kosmilise mikrolaine taustkiirguse kui tuvastatava nähtuse kohta raadiosagedusalas ilmus 1964. aasta kevadel A.G.Doroškevitši ja I.D.Novikovi lühikeses artiklis Keskmine kiirgustihedus metagalaktikas ja mõned relativistliku kosmoloogia küsimused. Kuigi ingliskeelne tõlge ilmus samal aastal, kuid mõnevõrra hiljem, laialt tuntud ajakirjas Soviet Physics - Reports, ei pälvinud artikkel ilmselt teiste selle ala spetsialistide tähelepanu. See tähelepanuväärne paber ei tuleta mitte ainult CMB kui musta keha lainenähtuse spektrit, vaid keskendub selgelt ka Crawford Hilli Belli labori kahekümne jala pikkusele sarvereflektorile kui kõige sobivamale vahendile selle tuvastamiseks! (tsiteeritud: Šarov A.S., Novikov I.D. Mees, kes avastas universumi plahvatuse: Edwin Hubble'i elu ja töö M., 1989).
Kahjuks jäi see artikkel tähelepanuta nii teoreetikutele kui ka vaatlejatele; see ei stimuleerinud kosmilise mikrolaine taustkiirguse otsimist. Teadusajaloolased imestavad siiani, miks ei üritanud keegi aastaid teadlikult otsida kuumast universumist kiirgust. On uudishimulik, et see avastus on möödas - üks 20. sajandi suurimaid. - Teadlased kõndisid mitu korda mööda, ilma et oleks teda märganud.
Näiteks kosmilise mikrolaine taustkiirguse võidi avastada juba 1941. aastal. Seejärel analüüsis Kanada astronoom E. McKellar tähe Zeta Ophiuchi spektris tähtedevahelise tsüanogeeni molekulide põhjustatud neeldumisjooni. Ta jõudis järeldusele, et need jooned spektri nähtavas piirkonnas saavad tekkida ainult siis, kui valgust neelavad pöörlevad tsüanogeeni molekulid ja nende pöörlemist peaks ergastama kiirgus, mille temperatuur on umbes 2,3 K. Muidugi ei saanud keegi arvasin siis, et nende molekulide pöörlemistasemete ergastumine on põhjustatud kosmilise mikrolaine taustkiirgusest. Alles pärast selle avastamist 1965. aastal avaldati I. S. Shklovsky, J. Fieldi jt tööd, milles näidati, et tähtedevaheliste tsüanogeenimolekulide pöörlemise ergastus, mille jooned on selgelt täheldatavad paljude tähtede spektris, on põhjustatud just reliktkiirgusest.
Veelgi dramaatilisem lugu leidis aset 1950. aastate keskel. Seejärel tegi noor teadlane T.A. kuulsate Nõukogude raadioastronoomide Khaikini ja N. L. Kaidanovski juhtimisel 32-sentimeetrise sarve antenni abil kasutasid palju aastaid hiljem Penzias ja Wilson. Šmaonov uuris hoolikalt võimalikke häireid. Muidugi polnud tal tol ajal veel nii tundlikke vastuvõtjaid, nagu ameeriklased hiljem omandasid. Šmaonovi mõõtmiste tulemused avaldati 1957. aastal tema kandidaaditöös ja ajakirjas “Instruments and Experimental Techniques”. Nende mõõtmiste järeldus oli järgmine: "Selgus, et raadio taustkiirguse efektiivse temperatuuri absoluutväärtus... on võrdne 4 ± 3 K." Šmaonov märkis kiirguse intensiivsuse sõltumatust taevasuunast ja ajast. Kuigi mõõtmisvead olid suured ja numbri 4 usaldusväärsusest pole vaja rääkidagi, on meile nüüdseks selge, et Šmaonov mõõtis täpselt kosmilise mikrolaine taustkiirguse. Kahjuks ei teadnud ei tema ise ega teised raadioastronoomid midagi kosmilise mikrolaine taustkiirguse olemasolust ega omistanud neile mõõtmistele piisavalt tähtsust.
Lõpuks, umbes 1964. aastal, lähenes sellele probleemile teadlikult Princetoni (USA) kuulus eksperimentaalfüüsik Robert Dicke. Kuigi tema mõttekäik põhines „võnkuva” universumi teoorial, mis kogeb korduvalt paisumist ja kokkutõmbumist, mõistis Dicke selgelt vajadust otsida kosmilist mikrolaine taustkiirgust. Tema algatusel tegi noor teoreetik F. J. E. Peebles 1965. aasta alguses vajalikud arvutused ning P. G. Roll ja D. T. Wilkinson alustasid Princetoni Palmeri füüsikalabori katusele väikese madala müraga antenni ehitamist. Taustkiirguse otsimiseks ei ole vaja kasutada suuri raadioteleskoope, kuna kiirgus tuleb igast suunast. Midagi ei saa sellest, kui suur antenn suunab kiire väiksemale taevaalale. Kuid Dicke'i rühmal polnud aega kavandatud avastust teha: kui nende varustus oli juba valmis, tuli neil vaid kinnitada avastust, mille teised olid eelmisel päeval kogemata teinud.
