A tér általános hátterének egyik összetevője. email mag. sugárzás. R. és. egyenletesen oszlik el az égi szférán és intenzitásában egy abszolút fekete test hősugárzásának felel meg kb. 3 K, az Amer. tudósok A. Penzias és ... Fizikai enciklopédia
Az Univerzumot kitöltő CMB sugárzás, kozmikus sugárzás, melynek spektruma közel áll egy kb. 3 K hőmérsékletű abszolút fekete test spektrumához. Néhány mm-től több tíz cm-ig terjedő hullámokon megfigyelhető, szinte izotróp. Eredet... ... Modern enciklopédia
Kozmikus háttérsugárzás, melynek spektruma közel áll egy teljesen fekete test spektrumához, melynek hőmérséklete kb. 3 K. Néhány mm-től több tíz cm-ig terjedő hullámoknál megfigyelhető, majdnem izotróp. A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás eredete összefügg az evolúcióval... Nagy enciklopédikus szótár
kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás- Háttér kozmikus rádiósugárzás, amely az Univerzum fejlődésének korai szakaszában alakult ki. [GOST 25645.103 84] Témák, feltételek, fizikai tér. space EN reliktum sugárzás… Műszaki fordítói útmutató
Kozmikus háttérsugárzás, amelynek spektruma közel áll egy teljesen fekete test spektrumához, körülbelül 3°K hőmérséklettel. Több millimétertől több tíz centiméterig terjedő hullámoknál figyelhető meg, szinte izotróp módon. A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás eredete... ... enciklopédikus szótár
Elektromágneses sugárzás, amely kitölti az Univerzum megfigyelhető részét (lásd Univerzum). R. és. már az Univerzum tágulásának korai szakaszában létezett, és fontos szerepet játszott fejlődésében; egyedülálló információforrás a múltjáról... Nagy szovjet enciklopédia
CMB sugárzás- (a latin relicium remnant szóból) az Univerzum evolúciójához kapcsolódó kozmikus elektromágneses sugárzás, amely az „ősrobbanás” után kezdte meg a fejlődését; kozmikus háttérsugárzás, amelynek spektruma közel áll egy teljesen fekete test spektrumához... ... A modern természettudomány kezdetei
háttér tér sugárzás, amelynek spektruma közel áll egy abszolút fekete test spektrumához, amelynek hőmérséklete kb. 3 K. Hullámoknál megfigyelhető többről. mm-től több tíz cm-ig, szinte izotróp. R. származása és. az Univerzum evolúciójával kapcsolatban, a múlt paradicsomába... ... Természettudomány. enciklopédikus szótár
Kozmikus hőháttérsugárzás, amelynek spektruma közel áll egy 2,7 K hőmérsékletű abszolút fekete test spektrumához. Sugárzás eredete. az Univerzum fejlődéséhez kapcsolódik, amely a távoli múltban magas hőmérsékletű és sugárzássűrűséggel rendelkezett... ... Csillagászati szótár
Kozmológia Az Univerzum kora Ősrobbanás Konvergáló távolság CMB Kozmológiai állapotegyenlet Sötét energia Rejtett tömeg Friedmann Univerzum Kozmológiai elv Kozmológiai modellek Formáció ... Wikipédia
Könyvek
- Kozmológia, Steven Weinberg, a Nobel-díjas Steven Weinberg monumentális monográfiája összefoglalja a modern kozmológia elmúlt két évtizede során elért fejlődését. Egyedülálló a… Kategória: Csillagászat Kiadó: Librocom,
- Egy új pillantás a fizika néhány alapvető fogalmára és kísérleti tényére, Emelyanov A.V. , A könyvet három egymással összefüggő fizikaprobléma elemzésének szentelték: 1. A tehetetlenségi erők fizikai természete, amelyet Newton elkezdett megoldani, de nem. Ez az összetett probléma arra a következtetésre vezet, hogy... Kategória: Általános kérdések. A fizika története Sorozat: Kiadó:
A modern műszerek és az Univerzum tanulmányozásának legújabb módszerei ellenére a megjelenésének kérdése továbbra is nyitott marad. Ez korát tekintve nem meglepő: a legfrissebb adatok szerint 14-15 milliárd év között mozog. Nyilvánvaló, hogy azóta nagyon kevés bizonyíték van az egyetemes léptékű grandiózus folyamatokra, amelyek egykor lezajlottak. Ezért senki sem mer állítani semmit, hipotézisekre korlátozva magát. Egyikük azonban a közelmúltban kapott egy igen jelentős érvet - a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzást.
1964-ben egy jól ismert laboratórium két alkalmazottja, akik az Echo műhold rádiós megfigyelését végezték, és hozzáfértek a megfelelő ultraérzékeny berendezésekhez, úgy döntöttek, hogy tesztelik egyes elméleteiket bizonyos űrobjektumok saját rádiósugárzására vonatkozóan.
A földi forrásokból származó esetleges interferencia kiszűrése érdekében a 7,35 cm-t választották, azonban az antenna bekapcsolása és hangolása után egy furcsa jelenséget rögzítettek: egy bizonyos zajt, egy állandó háttérkomponenst rögzítettek az egész idő alatt. Világegyetem. Nem függött a Föld más bolygókhoz viszonyított helyzetétől, ami azonnal kiküszöbölte a rádióinterferenciának feltételezését ezekről vagy a napszaktól. Sem R. Wilson, sem A. Penzias nem is sejtette, hogy felfedezték az univerzum kozmikus mikrohullámú háttérsugárzását.
Mivel ezt egyikük sem feltételezte, a „hátteret” a berendezés sajátosságainak tulajdonítva (elég emlékezni arra, hogy a használt mikrohullámú antenna volt akkor a legérzékenyebb), majdnem egy egész év telt el, míg nyilvánvalóvá vált, hogy a rögzített zaj része volt magának az Univerzumnak. Az észlelt rádiójel intenzitása majdnem megegyezik a sugárzás intenzitásával 3 Kelvin hőmérsékleten (1 Kelvin egyenlő -273 Celsius-fokkal). Összehasonlításképpen a nulla Kelvin egy mozdulatlan atomokból álló objektum hőmérsékletének felel meg. 500 MHz és 500 GHz között mozog.
Ebben az időben a Princeton Egyetem két teoretikusa - R. Dicke és D. Pibbles az Univerzum fejlődésének új modelljei alapján matematikailag kiszámította, hogy ilyen sugárzásnak léteznie kell, és át kell hatnia az egész teret. Mondanom sem kell, hogy Penzias, aki véletlenül értesült az e témában tartott előadásokról, felvette a kapcsolatot az egyetemmel, és bejelentette, hogy regisztrálták a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzást.
Az ősrobbanás elmélete alapján minden anyag egy kolosszális robbanás eredményeként keletkezett. Az ezt követő első 300 ezer évben az űr elemi részecskék és sugárzás kombinációja volt. Ezt követően a tágulás következtében a hőmérséklet csökkenni kezdett, ami lehetővé tette az atomok megjelenését. Az észlelt reliktumsugárzás a távoli idők visszhangja. Míg az univerzumnak voltak határai, a részecskék sűrűsége olyan nagy volt, hogy a sugárzás „megkötött”, mivel a részecskék tömege bármilyen hullámot visszavert, megakadályozva azok terjedését. És csak azután, hogy megkezdődött az atomok kialakulása, a tér „átlátszóvá” vált a hullámok számára. Úgy tartják, hogy így jelent meg a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás. Jelenleg a tér köbcentimétere körülbelül 500 kezdeti kvantumot tartalmaz, bár ezek energiája csaknem százszorosára csökkent.
A CMB sugárzás az Univerzum különböző részein eltérő hőmérsékletű. Ennek oka az elsődleges anyag elhelyezkedése a táguló Univerzumban. Ahol nagyobb volt a jövőbeli anyag atomjainak sűrűsége, ott a sugárzás aránya, így a hőmérséklete is csökkent. Ezekben az irányokban alakultak ki később nagy objektumok (galaxisok és klasztereik).
A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás tanulmányozása fellebbenti a fátylat a bizonytalanságról számos, az idők kezdetén lezajló folyamatról.
Az elektromágneses spektrummal kapcsolatos egyik érdekes felfedezés az kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás. Véletlenül fedezték fel, bár létezésének lehetőségét megjósolták.
A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás felfedezésének története
A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás felfedezésének története 1964-ben kezdődött. amerikai laboratóriumi személyzet Csengő telefon mesterséges földi műhold segítségével kommunikációs rendszert fejlesztett ki. Ennek a rendszernek 7,5 centiméter hosszú hullámokon kellett volna működnie. Az ilyen rövid hullámoknak vannak előnyei a műholdas rádiókommunikációhoz képest, de Arno PenziasÉs Robert Wilson senki sem oldotta meg ezt a problémát. Úttörők voltak ezen a területen, és gondoskodniuk kellett arról, hogy ugyanazon a hullámhosszon ne legyen erős interferencia, vagy hogy a kommunikációs dolgozók előre tudtak ilyen interferenciáról. Akkoriban úgy tartották, hogy az űrből érkező rádióhullámok forrása csak olyan pontszerű objektumok lehet, mint pl rádiógalaxisok vagy csillagok. A rádióhullámok forrásai. A tudósok rendelkezésükre állt egy kivételesen pontos vevő és egy forgó kürtantenna. Segítségükkel a tudósok az egész égboltot ugyanúgy meghallgathatták, mint az orvos a páciens mellkasát sztetoszkóppal.Természetes jelforrás
És amint az antennát az égbolt egyik pontjára irányították, egy görbe vonal táncolt az oszcilloszkóp képernyőjén. Tipikus természetes forrásjel. A szakemberek valószínűleg meglepődtek a szerencsén: a legelső mért ponton volt rádiósugárzás forrása! De nem számít, hová irányították az antennát, a hatás ugyanaz maradt. A tudósok újra és újra ellenőrizték a berendezést, de az tökéletes rendben volt. És végül rájöttek, hogy egy eddig ismeretlen természeti jelenséget fedeztek fel: úgy tűnt, az egész Univerzum tele van centiméter hosszúságú rádióhullámokkal. Ha látnánk a rádióhullámokat, az égbolt szélétől széléig ragyogva jelenne meg előttünk.
Az Univerzum rádióhullámai. Megjelent Penzias és Wilson felfedezése. És nem csak ők, hanem sok más ország tudósai is elkezdték kutatni a titokzatos rádióhullámok forrásait, amelyeket minden erre a célra kialakított antenna és vevő felfogott, függetlenül attól, hogy hol vannak, és nem számít, hogy az ég melyik pontjára irányulnak. , és a rádiósugárzás intenzitása 7,5 centiméteres hullámhosszon minden ponton teljesen azonos volt, úgy tűnt, hogy egyenletesen elkenődött az egész égbolton. A tudósok által kiszámított CMB sugárzás
A. G. Doroškevics és I. D. Novikov szovjet tudósok, akik megjósolták kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás mielőtt kinyílik, bonyolult számításokat végeztek. Figyelembe vették az Univerzumunkban elérhető összes sugárforrást, és azt is, hogy bizonyos tárgyak sugárzása hogyan változott az idő múlásával. És kiderült, hogy a centiméteres hullámok tartományában mindezek a sugárzások minimálisak, és ezért semmilyen módon nem felelősek az észlelt égbolt fényéért. Eközben a további számítások azt mutatták, hogy a maszatolt sugárzás sűrűsége nagyon magas. Íme a fotonzselé (ezt nevezték a tudósok titokzatos sugárzásnak) összehasonlítása az Univerzumban található összes anyag tömegével. Ha az összes látható galaxis anyaga egyenletesen „oszlik el” az Univerzum teljes terében, akkor három köbméternyi térben csak egy hidrogénatom lesz (az egyszerűség kedvéért a csillagok összes anyagát hidrogénnek tekintjük ). És ugyanakkor a valós tér minden köbcentimétere körülbelül 500 foton sugárzást tartalmaz. Elég sok, még ha nem is az anyag és a sugárzás egységeinek számát, hanem közvetlenül a tömegüket hasonlítjuk össze. Honnan jött ilyen erős sugárzás? Egy időben A. A. Friedman szovjet tudós Einstein híres egyenleteinek megoldása során felfedezte, hogy Világegyetemünk folyamatos tágulásban van. Erre hamarosan megerősítést találtak. Az amerikai E. Hubble felfedezte galaxis recesszió jelenség. Ezt a jelenséget a múltba extrapolálva kiszámíthatjuk azt a pillanatot, amikor az Univerzum összes anyaga nagyon kis térfogatban volt, és a sűrűsége összehasonlíthatatlanul nagyobb volt, mint most. Az Univerzum tágulása során az egyes kvantumok hullámhossza a Világegyetem tágulásával arányosan növekszik; ebben az esetben úgy tűnik, hogy a kvantum „hűl” – elvégre minél rövidebb a kvantum hullámhossza, annál „forróbb”. A mai, centiméteres léptékű sugárzás fényességi hőmérséklete körülbelül 3 fok abszolút Kelvin. És tízmilliárd évvel ezelőtt, amikor az Univerzum összehasonlíthatatlanul kisebb volt, és anyagának sűrűsége nagyon magas volt, ezeknek a kvantumoknak a hőmérséklete körülbelül 10 milliárd fok volt. Azóta az Univerzumunkat a folyamatosan lehűlő sugárzás mennyisége „temette el”. Ezért nevezik az Univerzumban „elkenődött” centiméteres rádiósugárzást kozmikus mikrohullámú háttérsugárzásnak. Ereklyék, mint tudod, a mai napig fennmaradt legősibb állatok és növények maradványainak nevei. A centiméteres sugárzás mennyisége minden bizonnyal a legősibb az összes lehetséges emlék közül. Hiszen kialakulásuk egy tőlünk körülbelül 15 milliárd évvel távolabbi korszakra nyúlik vissza.Az Univerzum ismerete kozmikus mikrohullámú háttérsugárzást hozott
Szinte semmit nem lehet elmondani arról, hogy milyen volt az anyag a nulladik pillanatban, amikor a sűrűsége végtelenül nagy volt. De a közben lezajlott jelenségek és folyamatok Világegyetem, alig egy másodperccel a születése után, és még korábban, akár 10-8 másodperccel is, a tudósok már egészen jól képzelik. Az erről szóló információkat pontosan hozták kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás. Tehát egy másodperc telt el a nulladik pillanat óta. Univerzumunk anyagának hőmérséklete 10 milliárd fok volt, és egyfajta „kása” volt. relikviakvantumok, elektródák, pozitronok, neutrínók és antineutrínók . A „kása” sűrűsége óriási volt - több mint egy tonna köbcentiméterenként. Ilyen „zsúfolt körülmények között” folyamatosan előfordultak neutronok és pozitronok ütközése elektronokkal, a protonok neutronokká változtak, és fordítva. De leginkább kvantumok voltak itt – 100 milliószor több, mint neutron és proton. Természetesen ilyen sűrűségen és hőmérsékleten nem létezhetett összetett anyagmag: itt nem bomlottak le. Száz másodperc telt el. Az Univerzum tágulása folytatódott, sűrűsége folyamatosan csökkent, hőmérséklete csökkent. A pozitronok szinte eltűntek, a neutronok protonokká változtak. Megkezdődött a hidrogén és a hélium atommagjainak kialakulása. A tudósok számításai azt mutatják, hogy a neutronok 30 százaléka egyesülve héliummagot alkotott, míg 70 százalékuk egyedül maradt és hidrogénatommá vált. E reakciók során új kvantumok jelentek meg, de számuk már nem volt összehasonlítható az eredetivel, így feltételezhetjük, hogy az egyáltalán nem változott. Az Univerzum tágulása folytatódott. A természet által kezdetben oly meredeken főzött „kása” sűrűsége a lineáris távolság kockájával arányosan csökkent. Évek, évszázadok, évezredek teltek el. 3 millió év telt el. A „kása” hőmérséklete erre a pillanatra 3-4 ezer fokra süllyedt, az anyag sűrűsége is megközelítette a ma ismertet, de még nem keletkezhettek olyan anyagcsomók, amelyekből csillagok, galaxisok keletkezhettek. A sugárzási nyomás akkoriban túl nagy volt, és eltolta az ilyen képződményeket. Még a hélium és a hidrogén atomjai is ionizáltak maradtak: az elektronok külön léteztek, a protonok és az atommagok is külön léteztek. Csak a hárommillió éves időszak vége felé kezdtek megjelenni az első páralecsapódások a kihűlő „kása”-ban. Eleinte nagyon kevesen voltak. Amint a „kása” egy ezreléke sajátos protocsillagokká tömörült, ezek a képződmények a modern csillagokhoz hasonlóan kezdtek „égni”. Az általuk kibocsátott fotonok és energiakvantumok pedig olyan hőmérsékletre hevítették a lehűlni kezdett „kását”, amelyen új kondenzáció képződése ismét lehetetlennek bizonyult. A „kása” hűtésének és felmelegítésének periódusai protocsillagok fellángolásával váltakoztak, egymást váltva. Az Univerzum tágulásának egy bizonyos szakaszában pedig szinte lehetetlenné vált új kondenzáció kialakulása, mert az egykor olyan sűrű „kása” túlságosan „folyóssá” vált. Az anyag körülbelül 5 százalékának sikerült egyesülnie, és 95 százaléka szétszóródott a táguló Univerzum terében. Így „oszlott el” az egykor forró kvantum, amely a reliktum sugárzást képezte. Így szóródtak szét a „kása” részét képező hidrogén- és hélium atommagok.Az Univerzum kialakulásának hipotézise
Íme, ezek közül az egyik: Univerzumunk anyagának nagy része nem bolygók, csillagok és galaxisok összetételében található, hanem intergalaktikus gázt képez - 70 százalék hidrogén és 30 százalék hélium, egy hidrogénatom köbméterenként. Aztán az Univerzum fejlődése túljutott a protocsillagok stádiumán, és az anyag stádiumába lépett, ami számunkra hétköznapi, hétköznapi kibontakozó spirálgalaxisok, hétköznapi csillagok, amelyek közül a miénk a legismertebb. Néhány ilyen csillag körül bolygórendszerek alakultak ki, és legalább az egyik bolygón élet keletkezett, amely az evolúció során intelligenciát eredményezett. A tudósok még nem tudják, hogy milyen gyakran találnak bolygók körével körülvett csillagokat az űrben. Arról nem tudnak mit mondani, hogy milyen gyakran.
A bolygók körtánca. És nyitva marad a kérdés, hogy az élet növénye milyen gyakran virágzik az értelem buja virágává. A ma ismert hipotézisek, amelyek mindezeket a kérdéseket értelmezik, inkább megalapozatlan találgatások. De ma a tudomány lavinaszerűen fejlődik. Újabban a tudósoknak fogalmuk sem volt arról, hogyan kezdődött a miénk. A körülbelül 70 évvel ezelőtt felfedezett kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás tette lehetővé ennek a képnek a megfestését. Az emberiség ma már nem rendelkezik elég tényekkel, amelyek alapján válaszolni tudna a fent megfogalmazott kérdésekre. A világűrbe való behatolás, a Hold és más bolygók látogatása új tényeket hoz. A tényeket pedig már nem hipotézisek követik, hanem szigorú következtetések. A CMB sugárzás az Univerzum homogenitását jelzi
Mit mondtak még a tudósoknak az emléksugarak, Univerzumunk születésének ezek a tanúi? A. A. Friedman megoldotta az egyik Einstein által adott egyenletet, és ennek alapján fedezte fel az Univerzum tágulását. Az Einstein-egyenletek megoldásához szükség volt az úgynevezett kezdeti feltételek felállítására. Friedman abból a feltevésből indult ki, hogy Az univerzum homogénés izotróp, ami azt jelenti, hogy a benne lévő anyag egyenletesen oszlik el. És a Friedman felfedezése óta eltelt 5-10 év alatt nyitva maradt a kérdés, hogy ez a feltételezés helyes volt-e. Most lényegében eltávolították. Az Univerzum izotrópiáját bizonyítja a reliktum rádiósugárzás elképesztő egységessége. A második tény ugyanezt jelzi - az Univerzum anyagának eloszlását a galaxisok és az intergalaktikus gázok között.
Végül is az Univerzum anyagának nagy részét alkotó intergalaktikus gáz ugyanolyan egyenletesen oszlik el benne, mint az ereklye kvantumok.. A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás felfedezése lehetővé teszi, hogy ne csak a rendkívül távoli múltba tekintsünk – túl az idők határain, amikor még nem létezett sem Földünk, sem Napunk, sem Galaxisunk, de még maga az Univerzum sem. Mint egy csodálatos teleszkóp, amely bármilyen irányba mutatható, a CMB felfedezése lehetővé teszi számunkra, hogy betekintsünk a rendkívül távoli jövőbe. Olyan szuper távoli, amikor nem lesz sem Föld, sem Nap, sem Galaxis. Ebben segít az Univerzum tágulásának jelensége, hogy az azt alkotó csillagok, galaxisok, por- és gázfelhők hogyan szóródnak szét az űrben. Ez a folyamat örök? Vagy a terjeszkedés lelassul, leáll, majd átadja helyét a tömörítésnek? És az Univerzum egymást követő összenyomódásai és tágulásai nem az anyag egyfajta lüktetései, elpusztíthatatlanok és örökkévalóak? A válasz ezekre a kérdésekre elsősorban attól függ, hogy mennyi anyagot tartalmaz az Univerzum. Ha teljes gravitációja elegendő a tágulás tehetetlenségének leküzdésére, akkor a tágulás elkerülhetetlenül átadja helyét a kompressziónak, melynek során a Galaxisok fokozatosan közelednek egymáshoz. Nos, ha a gravitációs erők nem elegendőek a lassításhoz és a tágulási tehetetlenség leküzdéséhez, Univerzumunk kudarcra van ítélve: az űrben el fog oszlani! Egész Univerzumunk jövőbeli sorsa! Van valami nagyobb probléma? A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás tanulmányozása lehetőséget adott a tudománynak ennek feltárására. És lehetséges, hogy a további kutatások megoldják. CMB sugárzás
Az extragalaktikus mikrohullámú háttérsugárzás az 500 MHz és 500 GHz közötti frekvenciatartományban fordul elő, ami 60 cm és 0,6 mm közötti hullámhossznak felel meg. Ez a háttérsugárzás információkat hordoz az Univerzumban a galaxisok, kvazárok és más objektumok kialakulása előtt lezajlott folyamatokról. Ezt a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzásnak nevezett sugárzást 1965-ben fedezték fel, bár George Gamow még a 40-es években megjósolta, és a csillagászok évtizedek óta tanulmányozták.
A táguló Univerzumban az anyag átlagos sűrűsége az időtől függ – régebben ez volt magasabb. A tágulás során azonban nemcsak a sűrűsége, hanem az anyag hőenergiája is változik, ami azt jelenti, hogy a tágulás korai szakaszában az Univerzum nemcsak sűrű volt, hanem forró is. Következésképpen korunkban léteznie kell egy maradék sugárzásnak, amelynek spektruma megegyezik egy abszolút szilárd test spektrumával, és ennek a sugárzásnak erősen izotrópnak kell lennie. 1964-ben A.A. Penzias és R. Wilson egy érzékeny rádióantennát tesztelve nagyon gyenge mikrohullámú háttérsugárzást fedeztek fel, amitől sehogyan sem tudtak megszabadulni. Hőmérséklete 2,73 K lett, ami közel áll az előre jelzett értékhez. Izotrópiakísérletekből kiderült, hogy a mikrohullámú háttérsugárzás forrása nem helyezhető el a Galaxis belsejében, hiszen ekkor a Galaxis közepe felé irányuló sugárzáskoncentrációt kell megfigyelni. A sugárzás forrását nem lehetett a Naprendszerben elhelyezni, mert Naponta változik a sugárzás intenzitása. Emiatt következtetést vontak le a háttérsugárzás extragalaktikus természetéről. Így a forró Univerzum hipotézise megfigyelési alapot kapott.
A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás természetének megértéséhez ki kell térni azokra a folyamatokra, amelyek az Univerzum tágulásának korai szakaszában zajlottak le. Nézzük meg, hogyan változtak a fizikai feltételek az Univerzumban a tágulási folyamat során.
Most a tér minden köbcentimétere körülbelül 500 reliktum fotont tartalmaz, és térfogatonként sokkal kevesebb az anyag. Mivel a tágulás során a fotonok számának a barionok számához viszonyított aránya megmarad, de az Univerzum tágulása során a fotonok energiája a vöröseltolódás miatt idővel csökken, megállapíthatjuk, hogy valamikor a múltban az energia A sugárzás sűrűsége nagyobb volt, mint az anyagrészecskék energiasűrűsége. Ezt az időt az Univerzum evolúciójában a sugárzási szakasznak nevezik. A sugárzási szakaszt az anyag és a sugárzás hőmérsékletének egyenlősége jellemezte. Abban az időben a sugárzás teljesen meghatározta az Univerzum tágulásának természetét. Körülbelül egymillió évvel az Univerzum tágulásának kezdete után a hőmérséklet több ezer fokra süllyedt, és a korábban szabad részecskéknek számító elektronok rekombinációja ment végbe protonokkal és héliummagokkal, i.e. atomok képződése. Az Univerzum átlátszóvá vált a sugárzás számára, és ezt a sugárzást észleljük és nevezzük reliktum sugárzásnak. Igaz, azóta az Univerzum tágulása miatt a fotonok energiája körülbelül 100-szorosára csökkent. Képletesen szólva, a kozmikus mikrohullámú háttérkvantumok „lenyomatták” a rekombináció korszakát, és közvetlen információkat hordoznak a távoli múltról.
A rekombináció után az anyag először kezdett önállóan fejlődni, függetlenül a sugárzástól, és sűrűségek kezdtek megjelenni benne - a jövőbeli galaxisok embriói és halmazaik. Ezért olyan fontosak a tudósok számára a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás tulajdonságainak – spektrumának és térbeli ingadozásainak – tanulmányozására irányuló kísérletek. Erőfeszítéseik nem voltak hiábavalók: a 90-es évek elején. A Relikt-2 orosz űrkísérlet és az amerikai Kobe az égbolt szomszédos területeinek kozmikus mikrohullámú háttérsugárzásának hőmérsékletében különbségeket fedezett fel, és az átlaghőmérséklettől való eltérés csak ezred százalék körüli. Ezek a hőmérséklet-ingadozások információt hordoznak az anyagsűrűség átlagos értéktől való eltéréséről a rekombinációs korszak során. A rekombináció után az Univerzumban az anyag szinte egyenletesen oszlott el, és ahol a sűrűség legalább valamivel átlag feletti volt, ott erősebb volt a vonzás. A sűrűségváltozások voltak azok, amelyek ezt követően az Univerzumban megfigyelt nagyméretű struktúrák, galaxishalmazok és egyedi galaxisok kialakulásához vezettek. A modern elképzelések szerint az első galaxisoknak egy olyan korszakban kellett volna kialakulniuk, amely megfelel a 4-ről 8-ra történő vöröseltolódásnak.
Van esély arra, hogy még tovább tekintsünk a rekombináció előtti korszakba? A rekombináció pillanatáig elsősorban az elektromágneses sugárzás nyomása hozta létre azt a gravitációs teret, amely lassította az Univerzum tágulását. Ebben a szakaszban a hőmérséklet fordított arányban változott a tágulás kezdete óta eltelt idő négyzetgyökével. Tekintsük egymás után a korai Univerzum tágulásának különböző szakaszait.
Körülbelül 1013 Kelvin hőmérsékleten különböző részecskék és antirészecskék párok születtek és semmisültek meg az Univerzumban: protonok, neutronok, mezonok, elektronok, neutrínók stb. Amikor a hőmérséklet 5*1012 K-re csökkent, szinte minden proton és neutron megsemmisül, sugárzáskvantumokká alakul; Csak azok maradtak meg, amelyekhez „nem volt elég” antirészecske. A modern megfigyelhető Univerzum anyaga főként ezekből a „felesleges” protonokból és neutronokból áll.
T = 2*1010 K hőmérsékleten a mindent átható neutrínók abbahagyták az anyaggal való kölcsönhatást – ettől a pillanattól kezdve egy „reliktum neutrínóháttérnek” kellett volna maradnia, amely a későbbi neutrínókísérletek során kimutatható.
Minden, amiről az imént szó volt, rendkívül magas hőmérsékleten történt az Univerzum tágulásának kezdetét követő első másodpercben. Néhány másodperccel az Univerzum „születése” után megkezdődött az elsődleges nukleoszintézis korszaka, amikor a deutérium, a hélium, a lítium és a berillium magjai keletkeztek. Körülbelül három percig tartott, és fő eredménye a héliummagok (az Univerzumban található összes anyag tömegének 25%-a) volt. A fennmaradó, a héliumnál nehezebb elemek az anyag elhanyagolható részét tették ki - körülbelül 0,01%.
A nukleoszintézis korszaka után és a rekombináció korszaka előtt (kb. 106 év) az Univerzum csendes tágulása és lehűlése következett be, majd - több száz millió évvel a kezdet után - megjelentek az első galaxisok és csillagok.
Az elmúlt évtizedekben a kozmológia és az elemi részecskefizika fejlődése lehetővé tette az Univerzum tágulásának legelső, „szuperdenz” időszakának elméleti figyelembevételét. Kiderült, hogy a tágulás legelején, amikor a hőmérséklet hihetetlenül magas volt (több mint 1028 K), az Univerzum olyan különleges állapotban lehetett, amelyben gyorsulással tágul, és az egységnyi térfogatra jutó energia állandó maradt. A terjeszkedésnek ezt a szakaszát inflációsnak nevezték. Az anyag ilyen állapota egyetlen feltétellel lehetséges - negatív nyomással. Az ultragyors inflációs expanzió szakasza elenyésző időszakot ölelt fel: 10-36 másodperc körül ért véget. Úgy gondolják, hogy az anyag elemi részecskéinek valódi „megszületése” abban a formában, ahogyan most ismerjük őket, közvetlenül az inflációs szakasz vége után következett be, és a hipotetikus mező bomlása okozta. Ezt követően az Univerzum tehetetlenségi tágulása folytatódott.
Az inflációs univerzum hipotézise számos olyan fontos kozmológiai kérdésre ad választ, amelyek egészen a közelmúltig megmagyarázhatatlan paradoxonnak számítottak, különös tekintettel a világegyetem tágulásának okának kérdésére. Ha az Univerzum története során valóban egy olyan korszakon ment keresztül, amikor nagy negatív nyomás uralkodott, akkor a gravitáció elkerülhetetlenül nem vonzást, hanem az anyagi részecskék kölcsönös taszítását kellett volna okoznia. Ez pedig azt jelenti, hogy az Univerzum gyorsan, robbanásszerűen tágulni kezdett. Természetesen az inflációs Univerzum modellje csak egy hipotézis: rendelkezéseinek közvetett ellenőrzéséhez is olyan eszközökre van szükség, amelyeket egyszerűen még nem hoztak létre. Az Univerzum felgyorsult tágulásának gondolata azonban evolúciójának legkorábbi szakaszában szilárdan bekerült a modern kozmológiába.
Ha már a korai Univerzumról beszélünk, a legnagyobb kozmikus léptékekből hirtelen a mikrovilág azon tartományába kerülünk, amelyet a kvantummechanika törvényei írnak le. Az elemi részecskék és az ultranagy energiák fizikája a kozmológiában szorosan összefonódik az óriási csillagászati rendszerek fizikájával. A legnagyobb és a legkisebb itt kapcsolódik egymáshoz. Ez világunk csodálatos szépsége, tele váratlan kapcsolatokkal és mély egységgel.
A földi élet megnyilvánulásai rendkívül változatosak. A földi életet nukleáris és prenukleáris, egy- és többsejtű lények képviselik; a többsejtűeket pedig gombák, növények és állatok képviselik. E királyságok bármelyike különféle típusokat, osztályokat, rendeket, családokat, nemzetségeket, fajokat, populációkat és egyedeket egyesít.
Az élőlények végtelennek tűnő sokféleségében az élőlények szerveződésének több különböző szintje különböztethető meg: molekuláris, sejtes, szöveti, szervi, ontogenetikai, populációs, faji, biogeocenotikus, bioszféra. A felsorolt szintek kiemelve vannak a tanulás megkönnyítése érdekében. Ha megpróbáljuk azonosítani a főbb szinteket, amelyek nem annyira a tanulmányi szinteket, mint a földi élet szerveződési szintjeit tükrözik, akkor az ilyen azonosítás fő kritériuma a konkrét elemi, diszkrét struktúrák és elemi jelenségek jelenléte. Ezzel a megközelítéssel szükséges és elegendő a molekuláris genetikai, ontogenetikai, populáció-faji és biogeocenotikus szintek megkülönböztetése (N. V. Timofeev-Resovsky és mások).
Molekuláris genetikai szint. Ennek a szintnek a tanulmányozása során láthatóan az alapfogalmak meghatározásában, valamint az elemi struktúrák és jelenségek azonosításában érte el a legnagyobb egyértelműséget. Az öröklődés kromoszómális elméletének kidolgozása, a mutációs folyamat elemzése, a kromoszómák, fágok és vírusok szerkezetének vizsgálata feltárta az elemi genetikai struktúrák és a kapcsolódó jelenségek szerveződésének főbb jellemzőit. Ismeretes, hogy ezen a szinten a fő struktúrák (nemzedékről nemzedékre továbbított örökletes információ kódjai) a hosszúság szerint kódelemekké differenciált DNS - nitrogénbázisok hármasai, amelyek géneket alkotnak.
Az életszervezés ezen szintjén lévő gének elemi egységeket képviselnek. A génekhez kapcsolódó fő elemi jelenségeknek azok lokális szerkezeti változásai (mutációi) és a bennük tárolt információk intracelluláris kontrollrendszerekbe való átvitele tekinthetők.
A konvariáns reduplikáció a templátelv szerint történik a DNS kettős hélix hidrogénkötéseinek megszakításával a DNS polimeráz enzim részvételével. Ezután mindegyik szál felépít egy megfelelő szálat, ami után az új szálak komplementeren kapcsolódnak egymáshoz. A komplementer szálak pirimidin és purin bázisait a DNS polimeráz hidrogénkötések tartják össze. Ezt a folyamatot nagyon gyorsan hajtják végre. Így a hozzávetőleg 40 ezer nukleotidpárból álló Escherichia coli DNS önszerveződése mindössze 100 másodpercet vesz igénybe. A genetikai információt az mRNS-molekulák a sejtmagból a citoplazmába juttatják a riboszómákba, és ott részt vesznek a fehérjeszintézisben. A több ezer aminosavat tartalmazó fehérje élő sejtben 5-6 perc alatt, baktériumokban gyorsabban szintetizálódik.
A főbb vezérlőrendszerek mind a konvariáns reduplikáció, mind az intracelluláris információátvitel során a „mátrix elvet” használják, azaz. olyan mátrixok, amelyek mellé a megfelelő specifikus makromolekulák épülnek. Jelenleg a nukleinsavak szerkezetébe ágyazott kód, amely mátrixként szolgál a sejtekben a specifikus fehérjeszerkezetek szintéziséhez, sikeresen megfejtése folyik. A mátrixmásoláson alapuló reduplikáció nemcsak a genetikai normát, hanem az attól való eltéréseket is megőrzi, pl. mutációk (az evolúciós folyamat alapja). A molekuláris genetikai szint kellő pontosságú ismerete szükséges előfeltétele az életszervezés minden más szintjén előforduló életjelenségek világos megértésének.
Kozmikus elektromágneses sugárzás, amely megközelítőleg azonos intenzitással érkezik a Földre az ég minden oldaláról, és a fekete test sugárzására jellemző spektrummal rendelkezik körülbelül 3 K hőmérsékleten (3 fok az abszolút Kelvin-skálán, ami -270 ° C-nak felel meg) . Ezen a hőmérsékleten a sugárzás fő része a centiméter és milliméter tartományban lévő rádióhullámokból származik. A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás energiasűrűsége 0,25 eV/cm 3 .
A kísérleti rádiócsillagászok előszeretettel hívják ezt a sugárzást „kozmikus mikrohullámú háttérnek” (CMB). Az elméleti asztrofizikusok gyakran „reliktum sugárzásnak” nevezik (a kifejezést az orosz asztrofizikus, I. S. Shklovsky javasolta), mivel a forró Univerzum ma általánosan elfogadott elméletének keretein belül ez a sugárzás a mi tágulásunk korai szakaszában keletkezett. világban, amikor anyaga szinte homogén és nagyon forró volt. A tudományos és népszerű irodalomban néha megtalálható a „három fokos kozmikus sugárzás” kifejezés is. Az alábbiakban ezt a sugárzást „reliktum sugárzásnak” fogjuk nevezni.
A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás 1965-ös felfedezése nagy jelentőséggel bírt a kozmológia számára; század természettudományának egyik legfontosabb vívmánya lett. és természetesen a kozmológia számára a legfontosabb a galaxisok spektrumában bekövetkezett vöröseltolódás felfedezése után. A gyenge maradványsugárzás információkat hoz nekünk Univerzumunk létezésének első pillanatairól, arról a távoli korszakról, amikor az egész Univerzum forró volt, és nem léteztek benne bolygók, csillagok, galaxisok. Ennek a sugárzásnak az elmúlt években földi, sztratoszférikus és űrobszervatóriumokkal végzett részletes mérései feloldják a függönyt az Univerzum születésének rejtélyéről.
Forró Univerzum elmélet. 1929-ben Edwin Hubble (1889-1953) amerikai csillagász felfedezte, hogy a legtöbb galaxis távolodik tőlünk, és minél gyorsabban helyezkedik el a galaxis (Hubble törvénye). Ezt az Univerzum általános tágulásaként értelmezték, amely körülbelül 15 milliárd évvel ezelőtt kezdődött. Felmerült a kérdés, hogyan nézett ki az Univerzum a távoli múltban, amikor a galaxisok csak elkezdtek távolodni egymástól, sőt még korábban is. Bár az Einstein-féle általános relativitáselméletre épülő és az Univerzum dinamikáját leíró matematikai apparátust Willem de Sitter (1872-1934), Alexander Friedman (1888-1925) és Georges Lemaitre (18694-19999996) hozta létre még az 1920-as években. ), a fizikairól semmit sem tudtak az Univerzum állapotáról fejlődésének korai korszakában. Még az sem volt biztos, hogy az Univerzum történetében van egy bizonyos pillanat, amely a „tágulás kezdetének” tekinthető.
A magfizika fejlődése az 1940-es években lehetővé tette az Univerzum evolúciójára vonatkozó elméleti modellek kidolgozását a múltban, amikor azt hitték, hogy anyaga olyan nagy sűrűségűre volt összenyomva, amelynél magreakciók lehetségesek. Ezeknek a modelleknek mindenekelőtt az Univerzum anyagának összetételét kellett volna megmagyarázniuk, amelyet addigra már meglehetősen megbízhatóan mértek a csillagok spektrumaiból: átlagosan 2/3 hidrogénből és a hélium 1/3-a, és az összes többi kémiai elem együttesen legfeljebb 2%-ot tesz ki. Az intranukleáris részecskék - protonok és neutronok - tulajdonságainak ismerete lehetővé tette az Univerzum tágulásának kezdeti lehetőségeinek kiszámítását, amelyek különböznek e részecskék kezdeti tartalmától, valamint az anyag hőmérsékletétől és a termodinamikai egyensúlyban lévő sugárzástól. ezzel. Mindegyik opció megadta a saját összetételét az Univerzum eredeti anyagának.
Ha a részleteket kihagyjuk, akkor két alapvetően eltérő lehetőség kínálkozik arra, hogy az Univerzum tágulásának kezdete milyen körülmények között zajlott: anyaga lehet hideg vagy meleg. A nukleáris reakciók következményei alapvetően különböznek egymástól. Bár Lemaitre korai munkáiban kifejezte az Univerzum forró múltjának lehetőségét, történelmileg a hideg kezdet lehetőségét vették először figyelembe az 1930-as években.
Az első feltételezésekben azt hitték, hogy az Univerzumban minden anyag először hideg neutronok formájában létezett. Később kiderült, hogy ez a feltételezés ellentmond a megfigyeléseknek. A tény az, hogy egy szabad állapotú neutron átlagosan 15 perccel az előfordulása után bomlik, protonná, elektronná és antineutrínóvá alakul. A táguló univerzumban a keletkező protonok egyesülni kezdenének a fennmaradó neutronokkal, deutérium atommagokat alkotva. Ezenkívül a magreakciók láncolata hélium atommagok kialakulásához vezetne. Bonyolultabb atommagok, amint azt a számítások mutatják, ebben az esetben gyakorlatilag nem keletkeznek. Ennek eredményeként minden anyag héliummá alakulna. Ez a következtetés élesen ellentmond a csillagok és a csillagközi anyag megfigyeléseinek. A kémiai elemek elterjedtsége a természetben visszautasítja azt a hipotézist, hogy az anyag tágulása hideg neutronok formájában indul meg.
1946-ban az Egyesült Államokban Georgij Gamow (1904-1968) orosz származású fizikus javasolta az Univerzum tágulásának kezdeti szakaszának „forró” változatát. 1948-ban megjelent munkatársai, Ralph Alpher és Robert Herman munkája, amely a kozmológiai tágulás kezdetén a forró anyag magreakcióit vizsgálta annak érdekében, hogy a különböző kémiai elemek mennyisége és izotópjaik között jelenleg megfigyelhető összefüggéseket kapja meg. Azokban az években természetes volt az a vágy, hogy minden kémiai elem eredetét az anyag evolúciójának első pillanataiban történő szintézisével magyarázzák. A helyzet az, hogy akkoriban tévesen csak 2-4 milliárd évre becsülték az Univerzum tágulásának kezdete óta eltelt időt. Ennek oka a Hubble-állandó túlbecsült értéke, amely az akkori csillagászati megfigyelések eredménye.
Összehasonlítva az Univerzum 2-4 milliárd éves korát a Föld becsült életkorával - körülbelül 4 milliárd év - azt kellett feltételeznünk, hogy a Föld, a Nap és a csillagok kész kémiai összetételű elsődleges anyagból jöttek létre. . Úgy vélték, hogy ez az összetétel nem változott jelentősen, mivel a csillagokban az elemek szintézise lassú folyamat, és a Föld és más testek kialakulása előtt nem volt idő a megvalósításra.
Az extragalaktikus távolságskála ezt követő felülvizsgálata az Univerzum korának felülvizsgálatához is vezetett. A csillagfejlődés elmélete sikeresen magyarázza az összes nehéz elem (a héliumnál nehezebb) eredetét a csillagokban végbemenő nukleoszintézissel. A Világegyetem tágulásának korai szakaszában már nincs szükség minden elem eredetének magyarázatára, beleértve a nehézeket is. A forró Univerzum hipotézisének lényege azonban helyesnek bizonyult.
Másrészt a csillagok és a csillagközi gáz héliumtartalma körülbelül 30 tömegszázalék. Ez sokkal több, mint amit a csillagok magreakcióival meg lehet magyarázni. Ez azt jelenti, hogy a héliumot a nehéz elemekkel ellentétben az Univerzum tágulásának kezdetén kell szintetizálni, ugyanakkor korlátozott mennyiségben.
Gamow elméletének fő gondolata pontosan az, hogy egy anyag magas hőmérséklete megakadályozza az összes anyag héliummá történő átalakulását. A tágulás kezdete után 0,1 másodperccel a hőmérséklet körülbelül 30 milliárd K volt. Az ilyen forró anyag sok nagy energiájú fotont tartalmaz. A fotonok sűrűsége és energiája olyan nagy, hogy a fény kölcsönhatásba lép a fénnyel, ami elektron-pozitron párok létrejöttéhez vezet. A párok megsemmisülése viszont fotonok termelődéséhez, valamint neutrínó és antineutrínó párok kialakulásához vezethet. Ebben a „forró üstben” egy közönséges anyag van. Nagyon magas hőmérsékleten összetett atommagok nem létezhetnek. A környező energetikai részecskék azonnal összetörnék őket. Ezért a nehéz anyagrészecskék neutronok és protonok formájában léteznek. Az energetikai részecskékkel való kölcsönhatások hatására a neutronok és a protonok gyorsan átalakulnak egymásba. A neutronok protonokkal való egyesülésének reakciói azonban nem jönnek létre, mivel a keletkező deutériummagot a nagy energiájú részecskék azonnal feltörik. Így a magas hőmérséklet miatt a hélium képződéséhez vezető lánc már a legelején megszakad.
Csak amikor a táguló Univerzum egymilliárd kelvin alá hűl, a keletkező deutérium egy része már raktározódik, és hélium szintéziséhez vezet. A számítások azt mutatják, hogy egy anyag hőmérséklete és sűrűsége beállítható úgy, hogy ekkorra az anyagban a neutronok aránya körülbelül 15 tömegszázalék legyen. Ezek a neutronok azonos számú protonnal kombinálva a hélium körülbelül 30%-át alkotják. A fennmaradó nehéz részecskék protonok - a hidrogénatomok magjai - formájában maradtak. A nukleáris reakciók az Univerzum tágulásának kezdete utáni első öt percben véget érnek. Ezt követően, ahogy az Univerzum tágul, anyagának és sugárzásának hőmérséklete csökken. Gamow, Alpher és Herman 1948-as munkáiból ez következett: ha a forró Univerzum elmélete 30% hélium és 70% hidrogén megjelenését jósolja a természet fő kémiai elemeiként, akkor a modern Univerzumot elkerülhetetlenül meg kell tölteni az ősi forró sugárzás maradéka („relikviája”), és a modern hőmérséklet Ennek a CMB-nek 5 K körül kell lennie.
A kozmológiai tágulás kezdetének különböző lehetőségeinek elemzése azonban nem ért véget Gamow hipotézisével. Az 1960-as évek elején Ya.B Zeldovich zseniális kísérletet tett, hogy visszatérjen a hideg változathoz, aki azt javasolta, hogy az eredeti hideg anyag protonokból, elektronokból és neutrínókból álljon. Amint Zeldovich megmutatta, az ilyen keverék expanziókor tiszta hidrogénné válik. E hipotézis szerint a héliumot és más kémiai elemeket később, a csillagok kialakulásakor szintetizálták. Vegye figyelembe, hogy ekkorra a csillagászok már tudták, hogy az Univerzum többszörösen idősebb a Földnél és a minket körülvevő csillagok többségénél, és azokban az években még nagyon bizonytalanok voltak az adatok a csillag előtti anyag héliumtartalmáról.
Úgy tűnik, hogy az Univerzum hideg és meleg modellje közötti választás döntő próbája a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás keresése lehet. De valamiért sok éven át Gamow és kollégái jóslata után senki sem próbálta tudatosan kimutatni ezt a sugárzást. 1965-ben teljesen véletlenül fedezték fel az amerikai Bell cég R. Wilson és A. Penzias rádiófizikusai, akiket 1978-ban Nobel-díjjal tüntettek ki.
Útban a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás észlelése felé. Az 1960-as évek közepén az asztrofizikusok tovább folytatták az Univerzum forró modelljének elméleti tanulmányozását. A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás várható jellemzőit 1964-ben A. G. Doroshkevich és I. D. Novikov végezte a Szovjetunióban, valamint egymástól függetlenül F. Hoyle és R. J. Taylor az Egyesült Királyságban. De ezek a művek, akárcsak Gamow és kollégái korábbi munkái, nem keltették fel a figyelmet. De már meggyőzően kimutatták, hogy megfigyelhető a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás. Annak ellenére, hogy ez a sugárzás korunkban rendkívül gyenge, szerencsére az elektromágneses spektrum azon tartományában található, ahol az összes többi kozmikus forrás általában még gyengébb sugárzást bocsát ki. Ezért a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás célzott kutatásának kellett volna a felfedezéséhez vezetnie, de a rádiócsillagászok nem tudtak róla.
Ezt mondta A. Penzias Nobel-előadásában: „A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzásnak mint a rádiótartományban észlelhető jelenségnek az első publikált felismerése 1964 tavaszán jelent meg A.G. Doroshkevich és I.D. Novikov rövid cikkében Átlagos sugárzássűrűség a metagalaxisban és a relativisztikus kozmológia néhány kérdése. Bár ugyanabban az évben, valamivel később megjelent egy angol fordítás is a széles körben ismert Soviet Physics - Reports folyóiratban, a cikk láthatóan nem keltette fel a terület többi szakemberének figyelmét. Ez a figyelemre méltó írás nemcsak a CMB spektrumát vezeti le, mint egy fekete test hullámjelenségét, hanem egyértelműen a Crawford Hill-i Bell Laboratory húsz láb hosszú kürt reflektorára is összpontosít, mint a legmegfelelőbb eszközre a detektálására! (idézet: Sharov A.S., Novikov I.D. Az ember, aki felfedezte az Univerzum robbanását: Edwin Hubble élete és munkája M., 1989).
Sajnos ezt a cikket a teoretikusok és a megfigyelők sem vették észre; nem serkentette a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás keresését. A tudománytörténészek még mindig azon töprengenek, hogy hosszú évekig miért nem próbált senki tudatosan keresni a forró Univerzum sugárzását. Érdekes, hogy ez a felfedezés – az egyik legnagyobb a 20. században. - A tudósok többször elmentek mellette anélkül, hogy észrevették volna.
Például a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzást már 1941-ben felfedezhették. Ekkor a kanadai csillagász, E. McKellar elemezte a csillagközi cianogén molekulák által okozott abszorpciós vonalakat a Zeta Ophiuchi csillag spektrumában. Arra a következtetésre jutott, hogy ezek a vonalak a spektrum látható tartományában csak akkor keletkezhetnek, ha forgó cianogénmolekulák elnyelik a fényt, és forgásukat körülbelül 2,3 K hőmérsékletű sugárzással kell gerjeszteni. Természetesen senki sem akkor azt hitte, hogy ezeknek a molekuláknak a forgási szintjének gerjesztését a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás okozza. Csak az 1965-ös felfedezése után jelentek meg I. Shklovsky, J. Field és mások munkái, amelyekben kimutatták, hogy a csillagközi cianogénmolekulák forgásának gerjesztése, amelyek vonalai egyértelműen megfigyelhetők számos csillag spektrumában, pontosan a reliktum sugárzás okozza.
Még drámaibb történet történt az 1950-es évek közepén. Ezután a fiatal tudós, a híres szovjet rádiócsillagász, S. E. Khaikin, 32 cm-es hullámhosszon végzett rádiósugárzást sok évvel később használta Penzias és Wilson. Shmaonov gondosan tanulmányozta a lehetséges interferenciát. Természetesen ekkor még nem állt rendelkezésére olyan érzékeny vevőkészülékek, mint amilyeneket később az amerikaiak szereztek be. Shmaonov méréseinek eredményeit 1957-ben publikálták kandidátusi dolgozatában és az „Instruments and Experimental Techniques” című folyóiratban. A mérésekből a következő következtetést vonták le: „Kiderült, hogy a háttérrádió-kibocsátás effektív hőmérsékletének abszolút értéke... 4 ± 3 K.” Shmaonov megjegyezte a sugárzás intenzitásának függetlenségét az égbolt irányától és az időtől. Bár a mérési hibák nagyok voltak, és nem kell a 4-es szám megbízhatóságáról beszélni, most már világos számunkra, hogy Shmaonov pontosan a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzást mérte. Sajnos sem ő maga, sem más rádiócsillagászok nem tudtak semmit a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás létezésének lehetőségéről, és nem tulajdonítottak kellő jelentőséget ezeknek a méréseknek.
Végül 1964 körül a híres princetoni (USA) kísérleti fizikus, Robert Dicke tudatosan közelítette meg ezt a problémát. Bár érvelése egy „oszcilláló” Univerzum elméletén alapult, amely többször tapasztalja a tágulást és összehúzódást, Dicke egyértelműen megértette, hogy szükség van a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás kutatására. Az ő kezdeményezésére 1965 elején a fiatal teoretikus, F. J. E. Peebles elvégezte a szükséges számításokat, és P. G. Roll és D. T. Wilkinson egy kis, alacsony zajszintű antennát kezdett építeni a Princetoni Palmer Fizikai Laboratórium tetején. Nem szükséges nagy rádióteleszkópokat használni a háttérsugárzás kereséséhez, mivel a sugárzás minden irányból érkezik. Semmit sem ér, ha egy nagy antenna a sugarat az égbolt egy kisebb területére fókuszálja. Dicke csoportjának azonban nem volt ideje megtenni a tervezett felfedezést: amikor a felszerelésük már készen állt, csak meg kellett erősíteniük azt a felfedezést, amelyet mások véletlenül tettek előző nap.
