Jedna zo zložiek všeobecného pozadia vesmíru. e-mailom mag. žiarenia. R. a. rovnomerne rozložené po nebeskej sfére a intenzitou zodpovedá tepelnému žiareniu absolútne čierneho telesa pri teplote cca. 3 K, detekovaný Amer. vedci A. Penzias a... Fyzická encyklopédia
CMB žiarenie, vypĺňajúce Vesmír, kozmické žiarenie, ktorého spektrum je blízke spektru absolútne čierneho telesa s teplotou okolo 3 K. Pozorované pri vlnách od niekoľkých mm do desiatok cm, takmer izotropne. Pôvod...... Moderná encyklopédia
Pozadie kozmického žiarenia, ktorého spektrum je blízke spektru úplne čierneho telesa s teplotou cca. 3 K. Pozorované pri vlnách od niekoľkých mm do desiatok cm, takmer izotropne. Pôvod kozmického mikrovlnného žiarenia pozadia je spojený s vývojom... Veľký encyklopedický slovník
kozmické mikrovlnné žiarenie pozadia- Pozadie kozmického rádiového vyžarovania, ktoré vzniklo v raných fázach vývoja vesmíru. [GOST 25645.103 84] Témy, podmienky, fyzický priestor. vesmírne EN reliktné žiarenie… Technická príručka prekladateľa
Pozadie kozmického žiarenia, ktorého spektrum je blízke spektru absolútne čierneho telesa s teplotou okolo 3°K. Pozorované pri vlnách od niekoľkých milimetrov do desiatok centimetrov, takmer izotropne. Pôvod kozmického mikrovlnného žiarenia pozadia... ... encyklopedický slovník
Elektromagnetické žiarenie, ktoré vypĺňa pozorovateľnú časť Vesmíru (Pozri Vesmír). R. a. existoval už v raných fázach expanzie vesmíru a zohral dôležitú úlohu v jeho vývoji; je jedinečným zdrojom informácií o jej minulosti... Veľká sovietska encyklopédia
CMB žiarenie- (z latinského relicium remnant) kozmické elektromagnetické žiarenie spojené s vývojom vesmíru, ktorý začal svoj vývoj po „veľkom tresku“; pozadia kozmického žiarenia, ktorého spektrum je blízke spektru absolútne čierneho telesa s... ... Začiatky moderných prírodných vied
Priestor na pozadí žiarenie, ktorého spektrum je blízke spektru absolútne čierneho telesa s teplotou cca. 3 K. Pozorované pri vlnách z viacerých. mm až desiatky cm, takmer izotropné. Pôvod R. a. spojené s vývojom vesmíru, do raja v minulosti... ... Prírodná história. encyklopedický slovník
Tepelné pozadie kozmického žiarenia, ktorého spektrum je blízke spektru absolútne čierneho telesa s teplotou 2,7 K. Pôvod žiarenia. spojené s vývojom vesmíru, ktorý mal v dávnej minulosti vysokú teplotu a hustotu žiarenia... ... Astronomický slovník
Kozmológia Vek vesmíru Veľký tresk Konvergujúca vzdialenosť CMB Kozmologická rovnica stavu Temná energia Skrytá hmotnosť Friedmannov vesmír Kozmologický princíp Kozmologické modely Vznik ... Wikipedia
knihy
- Kozmológia, Steven Weinberg, laureát Nobelovej ceny Monumentálna monografia Stevena Weinberga sumarizuje pokrok dosiahnutý v modernej kozmológii za posledné dve desaťročia. Je jedinečný v… Kategória: Astronómia Vydavateľstvo: Librocom,
- Nový pohľad na niektoré základné pojmy a experimentálne fakty fyziky, Emelyanov A.V. , Kniha je venovaná rozboru troch vzájomne súvisiacich problémov fyziky: 1. Fyzikálnej podstaty zotrvačných síl, ktoré Newton začal riešiť, no neriešil. Tento zložitý problém vedie k záveru, že... Kategória: Všeobecné otázky. História fyziky Séria: Vydavateľ:
Napriek použitiu moderných prístrojov a najnovších metód na štúdium vesmíru zostáva otázka jeho vzhľadu stále otvorená. Vzhľadom na jeho vek to nie je prekvapujúce: podľa najnovších údajov sa pohybuje od 14 do 15 miliárd rokov. Je zrejmé, že odvtedy existuje len veľmi málo dôkazov o grandióznych procesoch univerzálneho rozsahu, ktoré sa kedysi odohrali. Preto sa nikto neodváži nič tvrdiť, obmedzujúc sa na hypotézy. Jeden z nich však nedávno dostal veľmi významný argument – kozmické mikrovlnné žiarenie pozadia.
V roku 1964 sa dvaja zamestnanci známeho laboratória, vykonávajúci rádiové pozorovania satelitu Echo, ktorí mali prístup k príslušnému ultracitlivému zariadeniu, rozhodli otestovať niektoré zo svojich teórií o vlastnej rádiovej emisii určitých vesmírnych objektov.
Na odfiltrovanie možného rušenia z pozemných zdrojov sa rozhodlo použiť 7,35 cm Po zapnutí a naladení antény sa však zaznamenal zvláštny jav: po celý čas bol zaznamenaný určitý šum, konštantná zložka pozadia. Vesmír. Nezáviselo to od polohy Zeme voči iným planétam, čo okamžite eliminovalo predpoklad rádiového rušenia od týchto alebo od dennej doby. R. Wilson ani A. Penzias si ani neuvedomili, že objavili kozmické mikrovlnné žiarenie pozadia vesmíru.
Keďže to nikto z nich nepredpokladal, pripisujúc „pozadie“ zvláštnostiam zariadenia (stačí si pripomenúť, že použitá mikrovlnná anténa bola v tom čase najcitlivejšia), prešiel takmer celý rok, kým sa ukázalo, že zaznamenaný šum bol súčasťou samotného vesmíru. Intenzita detekovaného rádiového signálu sa ukázala byť takmer totožná s intenzitou žiarenia s teplotou 3 Kelvina (1 Kelvin sa rovná -273 stupňom Celzia). Pre porovnanie, nula Kelvinov zodpovedá teplote objektu vyrobeného z nehybných atómov. sa pohybuje od 500 MHz do 500 GHz.
V tomto čase dvaja teoretici z Princetonskej univerzity - R. Dicke a D. Pibbles na základe nových modelov vývoja Vesmíru matematicky vypočítali, že takéto žiarenie by malo existovať a preniknúť do celého priestoru. Netreba dodávať, že Penzias, ktorý sa náhodou dozvedel o prednáškach na túto tému, kontaktoval univerzitu a oznámil, že žiarenie kozmického mikrovlnného pozadia bolo zaregistrované.
Na základe teórie veľkého tresku vznikla všetka hmota ako výsledok kolosálneho výbuchu. Prvých 300 tisíc rokov po tomto bol vesmír kombináciou elementárnych častíc a žiarenia. Následne v dôsledku expanzie teploty začali klesať, čo umožnilo objavenie sa atómov. Zistené reliktné žiarenie je ozvenou tých vzdialených čias. Zatiaľ čo vesmír mal hranice, hustota častíc bola taká vysoká, že žiarenie bolo „viazané“, pretože hmotnosť častíc odrážala akýkoľvek druh vĺn, čo im bránilo v šírení. A až po začatí tvorby atómov sa priestor stal „transparentným“ pre vlny. Predpokladá sa, že takto sa objavilo kozmické mikrovlnné žiarenie na pozadí. V súčasnosti každý kubický centimeter priestoru obsahuje približne 500 počiatočných kvánt, hoci ich energia sa znížila takmer 100-krát.
CMB žiarenie má v rôznych častiach vesmíru rôzne teploty. Je to spôsobené umiestnením primárnej hmoty v rozpínajúcom sa vesmíre. Tam, kde bola vyššia hustota atómov budúcej hmoty, sa znížil podiel žiarenia, a teda aj jeho teplota. Práve v týchto smeroch následne vznikali veľké objekty (galaxie a ich zhluky).
Štúdium kozmického mikrovlnného žiarenia pozadia odhaľuje závoj neistoty nad mnohými procesmi vyskytujúcimi sa na začiatku času.
Jedným zo zaujímavých objavov súvisiacich s elektromagnetickým spektrom je kozmické mikrovlnné žiarenie pozadia. Bol objavený náhodou, hoci možnosť jeho existencie bola predpovedaná.
História objavu kozmického mikrovlnného žiarenia pozadia
História objavu kozmického mikrovlnného žiarenia pozadia začala v roku 1964. Americký laboratórny personál Telefón zvončeka vyvinuli komunikačný systém využívajúci umelú družicu Zeme. Tento systém mal fungovať na vlnách dlhých 7,5 centimetra. Takéto krátke vlny majú určité výhody vo vzťahu k satelitnej rádiovej komunikácii, ale Arno Penzias A Robert Wilson nikto tento problem nevyriesil. Boli priekopníkmi v tejto oblasti a museli zabezpečiť, aby nedochádzalo k silnému rušeniu na rovnakej vlnovej dĺžke, alebo aby o takomto rušení pracovníci komunikácie vopred vedeli. V tom čase sa verilo, že zdrojom rádiových vĺn prichádzajúcich z vesmíru môžu byť iba bodové objekty ako napr rádiové galaxie alebo hviezdy. Zdroje rádiových vĺn. Vedci mali k dispozícii mimoriadne presný prijímač a otočnú horn anténu. S ich pomocou mohli vedci počúvať celú nebeskú klenbu takmer rovnakým spôsobom, ako lekár počúva hrudník pacienta stetoskopom.Signál z prirodzeného zdroja
A len čo bola anténa nasmerovaná na jeden z bodov na oblohe, na obrazovke osciloskopu tancovala zakrivená čiara. Typické signál z prirodzeného zdroja. Odborníci boli zrejme prekvapení ich šťastím: hneď v prvom meranom bode sa nachádzal zdroj rádiového vyžarovania! Ale bez ohľadu na to, kam nasmerovali svoju anténu, efekt zostal rovnaký. Vedci kontrolovali zariadenie znova a znova, ale bolo v úplnom poriadku. A nakoniec si uvedomili, že objavili dovtedy neznámy prírodný jav: zdalo sa, že celý vesmír je vyplnený rádiovými vlnami s dĺžkou centimetra. Ak by sme videli rádiové vlny, obloha by sa nám zdala žiariť od okraja k okraju.
Rádiové vlny vesmíru. Objav Penziasa a Wilsona bol zverejnený. A nielen oni, ale aj vedci z mnohých iných krajín začali pátrať po zdrojoch záhadných rádiových vĺn, zachytených všetkými anténami a prijímačmi prispôsobenými na tento účel, bez ohľadu na to, kde sa nachádzajú a bez ohľadu na to, na ktorý bod na oblohe sú namierené. a intenzita rádiového vyžarovania pri vlnovej dĺžke 7,5 cm v ktoromkoľvek bode bola úplne rovnaká, zdalo sa, že je rovnomerne rozmazaná po celej oblohe. CMB žiarenie vypočítané vedcami
Sovietski vedci A. G. Doroshkevich a I. D. Novikov, ktorí predpovedali kozmické mikrovlnné žiarenie pozadia pred otvorením, robil zložité výpočty. Zohľadnili všetky zdroje žiarenia dostupné v našom vesmíre a zohľadnili aj to, ako sa v priebehu času menilo žiarenie určitých objektov. A ukázalo sa, že v oblasti centimetrových vĺn sú všetky tieto žiarenia minimálne, a preto nie sú v žiadnom prípade zodpovedné za detekovanú žiaru oblohy. Medzitým ďalšie výpočty ukázali, že hustota rozmazaného žiarenia je veľmi vysoká. Tu je porovnanie fotónového želé (takto vedci nazývali záhadné žiarenie) s hmotnosťou všetkej hmoty vo vesmíre. Ak sa všetka hmota všetkých viditeľných galaxií „rozšíri“ rovnomerne po celom vesmíre, potom na tri kubické metre priestoru bude len jeden atóm vodíka (pre jednoduchosť budeme celú hmotu hviezd považovať za vodík ). A zároveň každý kubický centimeter reálneho priestoru obsahuje asi 500 fotónov žiarenia. Pomerne veľa, aj keď neporovnávame počet jednotiek hmoty a žiarenia, ale priamo ich hmotnosti. Kde sa vzalo také intenzívne žiarenie? Svojho času sovietsky vedec A. A. Friedman, ktorý riešil slávne Einsteinove rovnice, zistil, že náš vesmír sa neustále rozširuje. Čoskoro sa to potvrdilo. Američan E. Hubble objavil fenomén galaxie recesie. Extrapoláciou tohto javu do minulosti vieme vypočítať moment, kedy všetka hmota Vesmíru bola vo veľmi malom objeme a jej hustota bola neporovnateľne väčšia ako teraz. Počas rozpínania Vesmíru sa vlnová dĺžka každého kvanta zvyšuje úmerne s rozširovaním Vesmíru; v tomto prípade sa zdá, že kvantum „chladne“ – koniec koncov, čím kratšia je vlnová dĺžka kvanta, tým je „horúcejšie“. Dnešné žiarenie v centimetrovom meradle má teplotu jasu asi 3 stupne absolútneho Kelvina. A pred desiatimi miliardami rokov, keď bol vesmír neporovnateľne menší a hustota jeho hmoty bola veľmi vysoká, mali tieto kvantá teplotu asi 10 miliárd stupňov. Odvtedy je náš vesmír „pochovaný“ kvantami nepretržite chladiaceho žiarenia. Preto sa centimetrová rádiová emisia „rozmazaná“ po celom vesmíre nazýva kozmické mikrovlnné žiarenie pozadia. Relikvie, ako viete, sú názvy pozostatkov najstarších zvierat a rastlín, ktoré prežili dodnes. Kvanta centimetrového žiarenia sú určite najstaršie zo všetkých možných relikvií. Veď ich vznik sa datuje do doby vzdialenej od nás približne 15 miliárd rokov.Poznatky o vesmíre priniesli kozmické mikrovlnné žiarenie pozadia
Takmer nič sa nedá povedať o tom, aká bola hmota v nulovom okamihu, keď bola jej hustota nekonečne veľká. Ale javy a procesy, ktoré sa vyskytli počas Vesmír, len sekundu po jej narodení a ešte skôr, až 10~8 sekúnd, si vedci už predstavujú celkom dobre. Informácie o tom boli prinesené presne kozmické mikrovlnné žiarenie pozadia. Od nultého momentu teda uplynula sekunda. Hmota nášho vesmíru mala teplotu 10 miliárd stupňov a pozostávala z akejsi „kaše“ reliktné kvantá, elektródy, pozitróny, neutrína a antineutrína . Hustota „kaše“ bola obrovská - viac ako tona na centimeter kubický. V takýchto „preplnených podmienkach“ neustále dochádzalo ku zrážkam neutrónov a pozitrónov s elektrónmi, protóny sa menili na neutróny a naopak. Ale predovšetkým ich tu bolo kvantá - 100 miliónov krát viac ako neutrónov a protónov. Samozrejme, pri takejto hustote a teplote by žiadne zložité jadrá hmoty nemohli existovať: tu sa nerozpadli. Prešlo sto sekúnd. Rozpínanie vesmíru pokračovalo, jeho hustota neustále klesala a teplota klesala. Pozitróny takmer zmizli, neutróny sa zmenili na protóny. Začala sa tvorba atómových jadier vodíka a hélia. Výpočty vedcov ukazujú, že 30 percent neutrónov sa spojilo a vytvorili jadrá hélia, zatiaľ čo 70 percent z nich zostalo osamotených a stali sa jadrami vodíka. V priebehu týchto reakcií sa objavili nové kvantá, ale ich počet sa už nedal porovnať s pôvodným, takže môžeme predpokladať, že sa vôbec nezmenil. Expanzia vesmíru pokračovala. Hustota „kaše“, ktorú príroda na začiatku tak strmo uvarila, klesala úmerne s kockou lineárnej vzdialenosti. Prešli roky, storočia, tisícročia. prešli 3 milióny rokov. Teplota „kaše“ v tomto momente klesla na 3-4 tisíc stupňov, hustota hmoty sa tiež priblížila tomu, čo poznáme dnes, ale zhluky hmoty, z ktorých by sa dali vytvárať hviezdy a galaxie, ešte nemohli vzniknúť. Tlak žiarenia bol v tom čase príliš veľký a odtláčal akýkoľvek takýto útvar. Dokonca aj atómy hélia a vodíka zostali ionizované: elektróny existovali oddelene, protóny a jadrá atómov tiež existovali oddelene. Až ku koncu trojmiliónového obdobia sa v chladiacej „kaši“ začali objavovať prvé kondenzáty. Spočiatku ich bolo veľmi málo. Len čo tisícina „kaše“ kondenzovala do zvláštnych protohviezd, tieto útvary začali „horieť“ podobne ako moderné hviezdy. A nimi emitované fotóny a energetické kvantá zohrievali „kašu“, ktorá sa začala ochladzovať na teploty, pri ktorých sa tvorba nových kondenzácií opäť ukázala ako nemožná. Obdobia ochladzovania a ohrievania „kaše“ vzplanutiami protohviezd sa striedali a navzájom sa nahrádzali. A v určitom štádiu expanzie vesmíru sa tvorba nových kondenzátov stala takmer nemožnou, pretože kedysi taká hustá „kaša“ sa stala príliš „skvapalnenou“. Približne 5 percent hmoty sa podarilo zjednotiť a 95 percent bolo rozptýlených v priestore rozpínajúceho sa vesmíru. Takto sa „rozptýlili“ kedysi horúce kvantá, ktoré tvorili reliktné žiarenie. Takto sa rozptýlili jadrá atómov vodíka a hélia, ktoré boli súčasťou „kaše“.Hypotéza vzniku vesmíru
Tu je jeden z nich: väčšina hmoty v našom vesmíre sa nenachádza v zložení planét, hviezd a galaxií, ale tvorí medzigalaktický plyn – 70 percent vodíka a 30 percent hélia, jeden atóm vodíka na meter kubický priestoru. Potom vývoj Vesmíru prešiel štádiom protohviezd a vstúpil do štádia hmoty, ktorá je pre nás obyčajná, obyčajné rozvíjajúce sa špirálové galaxie, obyčajné hviezdy, z ktorých najznámejšia je tá naša. Okolo niektorých z týchto hviezd sa sformovali planetárne systémy a aspoň na jednej z týchto planét vznikol život, ktorý v priebehu evolúcie dal vzniknúť inteligencii. Vedci zatiaľ nevedia, ako často sa v rozľahlosti vesmíru nachádzajú hviezdy obklopené kruhom planét. Nevedia povedať nič o tom, ako často.
Okrúhly tanec planét. A otázka, ako často rastlina života kvitne do bujného kvetu rozumu, zostáva otvorená. Dnes známe hypotézy, ktoré interpretujú všetky tieto problémy, sú skôr nepodložené dohady. Ale dnes sa veda vyvíja ako lavína. Nedávno vedci netušili, ako to naše začalo. Kozmické mikrovlnné žiarenie na pozadí, objavené asi pred 70 rokmi, umožnilo nakresliť tento obraz. Dnes ľudstvo nemá dostatok faktov, na základe ktorých môže odpovedať na vyššie formulované otázky. Prienik do vesmíru, návštevy Mesiaca a iných planét prinášajú nové skutočnosti. A po faktoch už nenasledujú hypotézy, ale striktné závery. CMB žiarenie naznačuje homogenitu vesmíru
Čo ešte povedali vedcom reliktné lúče, títo svedkovia zrodu nášho vesmíru? A. A. Friedman vyriešil jednu z rovníc, ktoré dal Einstein, a na základe tohto riešenia objavil rozpínanie vesmíru. Na vyriešenie Einsteinových rovníc bolo potrebné nastaviť počiatočné podmienky tzv. Friedman vychádzal z predpokladu, že Vesmír je homogénny a izotropný, čo znamená, že látka v ňom je distribuovaná rovnomerne. A počas 5-10 rokov, ktoré uplynuli od Friedmanovho objavu, otázka, či bol tento predpoklad správny, zostala otvorená. Teraz bola v podstate odstránená. Izotropiu vesmíru dokazuje úžasná rovnomernosť reliktnej rádiovej emisie. Druhá skutočnosť naznačuje to isté - rozdelenie hmoty vesmíru medzi galaxie a medzigalaktický plyn.
Koniec koncov, medzigalaktický plyn, ktorý tvorí väčšinu hmoty vesmíru, je v ňom rozmiestnený rovnako rovnomerne ako reliktné kvantá.. Objav žiarenia kozmického mikrovlnného pozadia umožňuje nahliadnuť nielen do ultra vzdialenej minulosti – za hranice času, keď neexistovala ani naša Zem, ani naše Slnko, ani naša Galaxia, ba dokonca ani samotný Vesmír. Ako úžasný ďalekohľad, ktorý možno nasmerovať akýmkoľvek smerom, objav CMB nám umožňuje nahliadnuť do veľmi vzdialenej budúcnosti. Tak super-vzdialené, keď tam nebude žiadna Zem, žiadne Slnko, žiadna Galaxia. Tu pomôže fenomén rozpínania vesmíru, ako sa jeho hviezdy, galaxie, oblaky prachu a plynu rozptýlia vo vesmíre. Je tento proces večný? Alebo sa expanzia spomalí, zastaví a potom ustúpi kompresii? A nie sú postupné kompresie a expanzie vesmíru akýmsi pulzovaním hmoty, nezničiteľné a večné? Odpoveď na tieto otázky závisí predovšetkým od toho, koľko hmoty je obsiahnuté vo vesmíre. Ak je jeho celková gravitácia dostatočná na to, aby prekonala zotrvačnosť expanzie, potom expanzia nevyhnutne ustúpi kompresii, v ktorej sa galaxie postupne približujú. No, ak gravitačné sily nestačia na spomalenie a prekonanie zotrvačnosti expanzie, náš vesmír je odsúdený na zánik: rozplynie sa vo vesmíre! Budúci osud celého nášho vesmíru! Je tam väčší problém? Štúdium kozmického mikrovlnného žiarenia na pozadí dalo vede príležitosť predstaviť ho. A je možné, že to vyrieši ďalší výskum. CMB žiarenie
Extragalaktické mikrovlnné žiarenie pozadia sa vyskytuje vo frekvenčnom rozsahu od 500 MHz do 500 GHz, čo zodpovedá vlnovým dĺžkam od 60 cm do 0,6 mm. Toto žiarenie pozadia nesie informácie o procesoch, ktoré prebiehali vo vesmíre pred vznikom galaxií, kvazarov a iných objektov. Toto žiarenie, nazývané kozmické mikrovlnné žiarenie pozadia, bolo objavené v roku 1965, hoci ho predpovedal už v 40. rokoch George Gamow a astronómovia ho študovali už desaťročia.
V rozpínajúcom sa vesmíre priemerná hustota hmoty závisí od času – v minulosti bola vyššia. Počas expanzie sa však mení nielen hustota, ale aj tepelná energia látky, čo znamená, že v počiatočnom štádiu expanzie bol vesmír nielen hustý, ale aj horúci. V dôsledku toho by v našej dobe malo existovať zvyškové žiarenie, ktorého spektrum je rovnaké ako spektrum absolútne pevného telesa a toto žiarenie by malo byť vysoko izotropné. V roku 1964 A.A Penzias a R. Wilson pri testovaní citlivej rádiovej antény objavili veľmi slabé mikrovlnné žiarenie na pozadí, ktorého sa nedokázali nijakým spôsobom zbaviť. Jeho teplota sa ukázala byť 2,73 K, čo je blízko k predpovedanej hodnote. Z experimentov izotropie sa ukázalo, že zdroj žiarenia mikrovlnného pozadia nemôže byť umiestnený vo vnútri Galaxie, pretože potom by sa mala pozorovať koncentrácia žiarenia smerom k stredu Galaxie. Zdroj žiarenia nemohol byť umiestnený vo vnútri Slnečnej sústavy, pretože Dochádzalo by k denným zmenám intenzity žiarenia. Z tohto dôvodu sa urobil záver o extragalaktickej povahe tohto žiarenia pozadia. Hypotéza horúceho vesmíru tak dostala pozorovací základ.
Aby sme pochopili podstatu kozmického mikrovlnného žiarenia pozadia, je potrebné obrátiť sa na procesy, ktoré prebiehali v raných fázach expanzie vesmíru. Uvažujme, ako sa zmenili fyzikálne podmienky vo vesmíre počas procesu expanzie.
Teraz každý kubický centimeter priestoru obsahuje asi 500 reliktných fotónov a na objem je oveľa menej hmoty. Keďže pomer počtu fotónov k počtu baryónov počas expanzie je zachovaný, ale energia fotónov počas expanzie Vesmíru časom klesá v dôsledku červeného posunu, môžeme usúdiť, že niekedy v minulosti energia hustota žiarenia bola väčšia ako hustota energie častíc hmoty. Tento čas sa nazýva štádium žiarenia vo vývoji vesmíru. Štádium žiarenia bolo charakterizované rovnosťou teploty látky a žiarenia. V tom čase žiarenie úplne určovalo povahu expanzie vesmíru. Asi milión rokov po začiatku rozpínania Vesmíru klesla teplota na niekoľko tisíc stupňov a došlo k rekombinácii elektrónov, ktoré boli predtým voľnými časticami, s protónmi a jadrami hélia, t.j. tvorba atómov. Vesmír sa stal priehľadným pre žiarenie a práve toto žiarenie teraz detegujeme a nazývame reliktným žiarením. Je pravda, že odvtedy v dôsledku expanzie vesmíru fotóny znížili svoju energiu asi 100-krát. Obrazne povedané, kvantá kozmického mikrovlnného pozadia „vtlačili“ éru rekombinácie a nesú priame informácie o dávnej minulosti.
Po rekombinácii sa hmota začala prvýkrát vyvíjať samostatne bez ohľadu na žiarenie a začali sa v nej objavovať hustoty – zárodky budúcich galaxií a ich zhluky. Preto sú pre vedcov také dôležité experimenty na štúdium vlastností kozmického mikrovlnného žiarenia pozadia – jeho spektra a priestorových fluktuácií. Ich úsilie nebolo márne: začiatkom 90. rokov. Ruský vesmírny experiment Relikt-2 a americký Kobe objavili rozdiely v teplote žiarenia kozmického mikrovlnného pozadia susedných oblastí oblohy a odchýlka od priemernej teploty je len asi tisícina percenta. Tieto teplotné variácie nesú informáciu o odchýlke hustoty hmoty od priemernej hodnoty počas epochy rekombinácie. Po rekombinácii bola hmota vo Vesmíre rozložená takmer rovnomerne a tam, kde bola hustota aspoň mierne nadpriemerná, bola príťažlivosť silnejšia. Boli to zmeny hustoty, ktoré následne viedli k vytvoreniu rozsiahlych štruktúr, kopy galaxií a jednotlivých galaxií pozorovaných vo vesmíre. Podľa moderných predstáv sa prvé galaxie mali sformovať v epoche, ktorá zodpovedá červeným posunom od 4 do 8.
Existuje šanca pozrieť sa ešte ďalej do éry pred rekombináciou? Až do okamihu rekombinácie to bol tlak elektromagnetického žiarenia, ktorý vytváral hlavne gravitačné pole, ktoré spomaľovalo rozpínanie vesmíru. V tomto štádiu sa teplota menila v nepriamom pomere k druhej odmocnine času, ktorý uplynul od začiatku expanzie. Uvažujme postupne o rôznych štádiách expanzie raného vesmíru.
Pri teplote približne 1013 Kelvinov sa vo vesmíre zrodili a anihilovali páry rôznych častíc a antičastíc: protóny, neutróny, mezóny, elektróny, neutrína atď. Keď teplota klesla na 5*1012 K, takmer všetky protóny a neutróny boli anihilované, meniace sa na kvantá žiarenia; Zostali len tie, na ktoré „nebolo dosť“ antičastíc. Z týchto „nadbytočných“ protónov a neutrónov sa skladá hlavne hmota moderného pozorovateľného vesmíru.
Pri T = 2*1010 K úplne prenikajúce neutrína prestali interagovať s hmotou – od tohto momentu malo zostať „reliktné neutrínové pozadie“, ktoré možno bude možné zistiť počas budúcich neutrínových experimentov.
Všetko, o čom sa práve diskutovalo, sa udialo pri ultra vysokých teplotách v prvej sekunde po začatí expanzie vesmíru. Niekoľko sekúnd po „zrodení“ vesmíru sa začala éra primárnej nukleosyntézy, kedy sa tvorili jadrá deutéria, hélia, lítia a berýlia. Trvalo to približne tri minúty a jeho hlavným výsledkom bolo vytvorenie jadier hélia (25 % hmotnosti všetkej hmoty vo vesmíre). Zvyšné prvky, ťažšie ako hélium, tvorili zanedbateľnú časť látky – asi 0,01 %.
Po ére nukleosyntézy a pred érou rekombinácií (asi 106 rokov) nastalo tiché rozpínanie a ochladzovanie vesmíru a potom - stovky miliónov rokov po začiatku - sa objavili prvé galaxie a hviezdy.
Vývoj kozmológie a fyziky elementárnych častíc v posledných desaťročiach umožnil teoreticky uvažovať o úplne počiatočnom, „superdenznom“ období expanzie vesmíru. Ukazuje sa, že na samom začiatku expanzie, keď bola teplota neuveriteľne vysoká (viac ako 1028 K), mohol byť vesmír v špeciálnom stave, v ktorom sa zrýchľoval a energia na jednotku objemu zostala konštantná. Toto štádium expanzie sa nazývalo inflačné. Takýto stav hmoty je možný za jednej podmienky – podtlaku. Štádium ultrarýchlej inflačnej expanzie pokrývalo malé časové obdobie: skončilo sa približne o 10–36 s. Verí sa, že skutočné „zrodenie“ elementárnych častíc hmoty v podobe, v akej ich poznáme teraz, nastalo tesne po skončení inflačnej fázy a bolo spôsobené rozpadom hypotetického poľa. Potom expanzia vesmíru pokračovala zotrvačnosťou.
Hypotéza inflačného vesmíru odpovedá na množstvo dôležitých otázok v kozmológii, ktoré boli donedávna považované za nevysvetliteľné paradoxy, najmä na otázku príčiny rozpínania vesmíru. Ak vesmír vo svojej histórii skutočne prešiel obdobím, keď bol veľký podtlak, potom gravitácia nevyhnutne mala spôsobovať nie príťažlivosť, ale vzájomné odpudzovanie hmotných častíc. A to znamená, že vesmír sa začal rýchlo, explozívne rozširovať. Samozrejme, model inflačného vesmíru je len hypotéza: aj nepriame overenie jeho ustanovení si vyžaduje nástroje, ktoré jednoducho ešte neboli vytvorené. Myšlienka zrýchlenej expanzie vesmíru v najskoršom štádiu jeho vývoja však pevne vstúpila do modernej kozmológie.
Keď už hovoríme o ranom vesmíre, zrazu sme sa presunuli z najväčších kozmických mierok do oblasti mikrosveta, ktorý je popísaný zákonmi kvantovej mechaniky. Fyzika elementárnych častíc a ultravysokých energií je v kozmológii úzko prepojená s fyzikou obrovských astronomických systémov. Najväčší a najmenší sú tu navzájom prepojené. Toto je úžasná krása nášho sveta, plného nečakaných spojení a hlbokej jednoty.
Prejavy života na Zemi sú mimoriadne rozmanité. Život na Zemi predstavujú jadrové a predjadrové, jedno- a mnohobunkové tvory; mnohobunkové sú zas zastúpené hubami, rastlinami a živočíchmi. Ktorékoľvek z týchto kráľovstiev spája rôzne typy, triedy, rády, rodiny, rody, druhy, populácie a jednotlivcov.
Vo všetkej zdanlivo nekonečnej rozmanitosti živých vecí možno rozlíšiť niekoľko rôznych úrovní organizácie živých vecí: molekulárnu, bunkovú, tkanivovú, orgánovú, ontogenetickú, populačnú, druhovú, biogeocenotickú, biosférickú. Uvedené úrovne sú zvýraznené pre uľahčenie štúdia. Ak sa pokúsime identifikovať hlavné úrovne, ktoré neodrážajú ani tak úrovne štúdia, ako skôr úrovne organizácie života na Zemi, potom hlavnými kritériami pre takúto identifikáciu by mala byť prítomnosť špecifických elementárnych, diskrétnych štruktúr a elementárnych javov. Pri tomto prístupe sa ukazuje ako nevyhnutné a postačujúce rozlíšiť molekulárne genetické, ontogenetické, populačno-druhové a biogeocenotické úrovne (N.V. Timofeev-Resovsky a ďalší).
Molekulárno genetická úroveň. Pri štúdiu tejto úrovne sa zrejme najväčšia prehľadnosť dosiahla pri definovaní základných pojmov, ako aj pri identifikácii elementárnych štruktúr a javov. Vývoj chromozomálnej teórie dedičnosti, analýza procesu mutácie a štúdium štruktúry chromozómov, fágov a vírusov odhalili hlavné črty organizácie elementárnych genetických štruktúr a súvisiacich javov. Je známe, že hlavnými štruktúrami na tejto úrovni (kódy dedičnej informácie prenášané z generácie na generáciu) sú DNA diferencované podľa dĺžky na kódové elementy – triplety dusíkatých báz, ktoré tvoria gény.
Gény na tejto úrovni organizácie života predstavujú elementárne jednotky. Za hlavné elementárne javy spojené s génmi možno považovať ich lokálne štrukturálne zmeny (mutácie) a prenos v nich uložených informácií do vnútrobunkových riadiacich systémov.
Konvariantná reduplikácia nastáva podľa templátového princípu prerušením vodíkových väzieb dvojzávitnice DNA za účasti enzýmu DNA polymerázy. Potom každé z vlákien vytvorí zodpovedajúce vlákno, po ktorom sú nové vlákna navzájom komplementárne spojené. Pyrimidínové a purínové bázy komplementárnych vlákien sú držané pohromade vodíkovými väzbami pomocou DNA polymerázy. Tento proces sa vykonáva veľmi rýchlo. Samozostavenie DNA Escherichia coli, pozostávajúcej z približne 40 tisíc nukleotidových párov, teda vyžaduje iba 100 s. Genetická informácia je prenášaná z jadra molekulami mRNA do cytoplazmy k ribozómom a tam sa podieľa na syntéze bielkovín. Proteín obsahujúci tisíce aminokyselín sa syntetizuje v živej bunke za 5–6 minút, v baktériách rýchlejšie.
Hlavné riadiace systémy ako pri konvariantnej reduplikácii, tak aj pri intracelulárnom prenose informácií využívajú „princíp matrice“, t.j. sú matrice, vedľa ktorých sú postavené zodpovedajúce špecifické makromolekuly. V súčasnosti sa úspešne dešifruje kód vložený do štruktúry nukleových kyselín, ktorý slúži ako matrica pre syntézu špecifických proteínových štruktúr v bunkách. Reduplikácia, založená na kopírovaní matrice, zachováva nielen genetickú normu, ale aj odchýlky od nej, t.j. mutácie (základ evolučného procesu). Dostatočne presné poznanie molekulárnej genetickej úrovne je nevyhnutným predpokladom pre jasné pochopenie životných javov vyskytujúcich sa na všetkých ostatných úrovniach organizácie života.
Kozmické elektromagnetické žiarenie prichádzajúce na Zem zo všetkých strán oblohy s približne rovnakou intenzitou a so spektrom charakteristickým pre žiarenie čierneho telesa pri teplote asi 3 K (3 stupne na absolútnej Kelvinovej stupnici, čo zodpovedá -270 °C) . Pri tejto teplote pochádza hlavný podiel žiarenia z rádiových vĺn v rozsahu centimetrov a milimetrov. Hustota energie kozmického mikrovlnného žiarenia pozadia je 0,25 eV/cm 3 .
Experimentálni rádioastronómovia radšej nazývajú toto žiarenie „kozmické mikrovlnné pozadie“ (CMB). Teoretickí astrofyzici to často nazývajú „reliktné žiarenie“ (tento termín navrhol ruský astrofyzik I.S. Shklovsky), keďže v rámci dnes všeobecne uznávanej teórie horúceho vesmíru toto žiarenie vzniklo v ranom štádiu expanzie nášho sveta, keď jeho hmota bola takmer homogénna a veľmi horúca. Niekedy vo vedeckej a populárnej literatúre nájdete aj termín „trojstupňové kozmické žiarenie“. Nižšie budeme toto žiarenie nazývať „reliktné žiarenie“.
Objav kozmického mikrovlnného žiarenia pozadia v roku 1965 mal veľký význam pre kozmológiu; stal sa jedným z najvýznamnejších výdobytkov prírodných vied 20. storočia. a samozrejme najdôležitejšia pre kozmológiu po objave červeného posunu v spektrách galaxií. Slabé reliktné žiarenie nám prináša informácie o prvých okamihoch existencie nášho Vesmíru, o tej vzdialenej ére, keď bol celý Vesmír horúci a neexistovali v ňom žiadne planéty, žiadne hviezdy, žiadne galaxie. Podrobné merania tohto žiarenia uskutočnené v posledných rokoch pomocou pozemných, stratosférických a vesmírnych observatórií dvíhajú oponu za záhadou samotného zrodu vesmíru.
Teória horúceho vesmíru. V roku 1929 americký astronóm Edwin Hubble (1889-1953) zistil, že väčšina galaxií sa od nás vzďaľuje a čím rýchlejšie sa galaxia nachádza (Hubbleov zákon). Toto sa interpretovalo ako všeobecná expanzia vesmíru, ktorá začala približne pred 15 miliardami rokov. Vyvstala otázka, ako vesmír vyzeral v dávnej minulosti, keď sa galaxie začali od seba vzďaľovať a ešte skôr. Hoci matematický aparát, založený na Einsteinovej všeobecnej teórii relativity a popisujúcej dynamiku vesmíru, vytvorili už v 20. rokoch minulého storočia Willem de Sitter (1872-1934), Alexander Friedman (1888-1925) a Georges Lemaitre (1894-1966). ), o fyzickom stave nebolo nič známe o stave vesmíru v ranej ére jeho vývoja. Dokonca nebolo isté, že v histórii vesmíru existuje určitý moment, ktorý možno považovať za „začiatok expanzie“.
Rozvoj jadrovej fyziky v štyridsiatych rokoch minulého storočia umožnil vývoj teoretických modelov pre vývoj vesmíru v minulosti, keď sa verilo, že jeho hmota je stlačená na vysokú hustotu, pri ktorej boli možné jadrové reakcie. Tieto modely mali v prvom rade vysvetľovať zloženie hmoty vesmíru, ktorá bola v tom čase už celkom spoľahlivo nameraná z pozorovaní hviezd: v priemere pozostávajú z 2/3 vodíka a 1/3 hélia a všetky ostatné chemické prvky spolu nepredstavujú viac ako 2 %. Znalosť vlastností vnútrojadrových častíc - protónov a neutrónov - umožnila vypočítať možnosti začiatku expanzie vesmíru, líšiace sa počiatočným obsahom týchto častíc a teplotou látky a žiarenia, ktoré je v termodynamickej rovnováhe. s tým. Každá z možností dávala svoje vlastné zloženie pôvodnej substancie vesmíru.
Ak vynecháme detaily, potom existujú dve zásadne odlišné možnosti pre podmienky, v ktorých prebiehal začiatok rozpínania Vesmíru: jeho hmota mohla byť studená alebo horúca. Dôsledky jadrových reakcií sa od seba zásadne líšia. Hoci myšlienku možnosti horúcej minulosti vesmíru vyjadril Lemaitre vo svojich raných prácach, historicky bol prvým, ktorý uvažoval o možnosti studeného začiatku v tridsiatych rokoch minulého storočia.
V prvých predpokladoch sa verilo, že všetka hmota vo vesmíre najskôr existovala vo forme studených neutrónov. Neskôr sa ukázalo, že tento predpoklad je v rozpore s pozorovaniami. Faktom je, že neutrón vo voľnom stave sa rozpadá v priemere 15 minút po svojom výskyte a mení sa na protón, elektrón a antineutríno. V rozpínajúcom sa vesmíre by sa výsledné protóny začali spájať so zvyšnými neutrónmi, čím by sa vytvorili jadrá atómov deutéria. Ďalej by reťazec jadrových reakcií viedol k vytvoreniu jadier atómov hélia. Zložitejšie atómové jadrá, ako ukazujú výpočty, v tomto prípade prakticky nevznikajú. V dôsledku toho by sa všetka hmota zmenila na hélium. Tento záver je v ostrom rozpore s pozorovaniami hviezd a medzihviezdnej hmoty. Prevaha chemických prvkov v prírode odmieta hypotézu, že expanzia hmoty začína vo forme studených neutrónov.
V roku 1946 v USA navrhol „horúcu“ verziu počiatočných fáz expanzie vesmíru fyzik ruského pôvodu Georgy Gamow (1904-1968). V roku 1948 vyšla práca jeho spolupracovníkov Ralpha Alphera a Roberta Hermana, ktorá skúmala jadrové reakcie v horúcej hmote na začiatku kozmologickej expanzie s cieľom získať v súčasnosti pozorované vzťahy medzi množstvami rôznych chemických prvkov a ich izotopmi. V tých rokoch bola prirodzená túžba vysvetliť pôvod všetkých chemických prvkov ich syntézou v prvých momentoch vývoja hmoty. Faktom je, že vtedy mylne odhadli čas, ktorý uplynul od začiatku rozpínania vesmíru, len na 2-4 miliardy rokov. Bolo to spôsobené nadhodnotenou hodnotou Hubbleovej konštanty, ktorá vyplynula z astronomických pozorovaní v týchto rokoch.
Porovnaním veku vesmíru na 2-4 miliardy rokov s odhadom veku Zeme - asi 4 miliardy rokov - sme museli predpokladať, že Zem, Slnko a hviezdy vznikli z primárnej hmoty s hotovým chemickým zložením. . Verilo sa, že toto zloženie sa nijako výrazne nezmenilo, keďže syntéza prvkov vo hviezdach je pomalý proces a pred vznikom Zeme a iných telies nebol čas na jej realizáciu.
Následná revízia škály extragalaktickej vzdialenosti viedla aj k revízii veku vesmíru. Teória hviezdneho vývoja úspešne vysvetľuje pôvod všetkých ťažkých prvkov (ťažších ako hélium) ich nukleosyntézou vo hviezdach. Už nie je potrebné vysvetľovať pôvod všetkých prvkov, vrátane ťažkých, v ranom štádiu expanzie vesmíru. Podstata hypotézy horúceho vesmíru sa však ukázala ako správna.
Na druhej strane obsah hélia v hviezdach a medzihviezdnom plyne je asi 30 % hmotnosti. To je oveľa viac, ako sa dá vysvetliť jadrovými reakciami vo hviezdach. To znamená, že hélium by sa na rozdiel od ťažkých prvkov malo syntetizovať na začiatku expanzie Vesmíru, no zároveň v obmedzenom množstve.
Hlavnou myšlienkou Gamowovej teórie je práve to, že vysoká teplota látky zabraňuje premene celej látky na hélium. V okamihu 0,1 sekundy po začiatku expanzie bola teplota asi 30 miliárd K. Takáto horúca hmota obsahuje veľa vysokoenergetických fotónov. Hustota a energia fotónov sú také vysoké, že svetlo interaguje so svetlom, čo vedie k vytvoreniu párov elektrón-pozitrón. Anihilácia párov môže následne viesť k produkcii fotónov, ako aj k vzniku neutrínových a antineutrínových párov. V tomto „vrúcom kotli“ je obyčajná látka. Pri veľmi vysokých teplotách nemôžu existovať zložité atómové jadrá. Okamžite by ich rozbili okolité energetické častice. Preto ťažké častice hmoty existujú vo forme neutrónov a protónov. Interakcie s energetickými časticami spôsobujú, že neutróny a protóny sa rýchlo navzájom premieňajú. K reakciám spájania neutrónov s protónmi však nedochádza, pretože vzniknuté jadro deutéria je okamžite rozbité vysokoenergetickými časticami. Vplyvom vysokej teploty sa teda reťazec vedúci k tvorbe hélia hneď na začiatku pretrhne.
Až keď sa vesmír, rozpínajúci sa, ochladí na teplotu pod miliardu kelvinov, určité množstvo výsledného deutéria je už uložené a vedie k syntéze hélia. Výpočty ukazujú, že teplotu a hustotu látky možno upraviť tak, aby v tomto momente bol podiel neutrónov v látke asi 15 % hmotnosti. Tieto neutróny v kombinácii s rovnakým počtom protónov tvoria asi 30 % hélia. Zvyšné ťažké častice zostali vo forme protónov – jadier atómov vodíka. Jadrové reakcie končia po prvých piatich minútach po začatí expanzie vesmíru. Následne, ako sa vesmír rozpína, teplota jeho hmoty a žiarenia klesá. Z prác Gamowa, Alphera a Hermana v roku 1948 vyplýva: ak teória horúceho vesmíru predpovedá vznik 30 % hélia a 70 % vodíka ako hlavných chemických prvkov prírody, potom musí byť moderný vesmír nevyhnutne naplnený zvyšok („relikt“) prvotného horúceho žiarenia a moderná teplota Táto CMB by mala byť okolo 5 K.
Analýza rôznych možností začiatku kozmologickej expanzie sa však Gamowovou hypotézou neskončila. Začiatkom 60. rokov 20. storočia urobil dômyselný pokus o návrat k studenej verzii Ya.B. Zeldovich, ktorý navrhol, že pôvodná studená hmota pozostáva z protónov, elektrónov a neutrín. Ako ukázal Zeldovich, takáto zmes sa po expanzii mení na čistý vodík. Hélium a ďalšie chemické prvky boli podľa tejto hypotézy syntetizované neskôr, keď sa vytvorili hviezdy. Všimnite si, že v tom čase už astronómovia vedeli, že vesmír je niekoľkonásobne starší ako Zem a väčšina hviezd okolo nás a údaje o množstve hélia v predhviezdnej hmote boli v tých rokoch stále veľmi neisté.
Zdá sa, že rozhodujúcim testom pre výber medzi studenými a horúcimi modelmi vesmíru by mohlo byť hľadanie kozmického mikrovlnného žiarenia pozadia. Ale z nejakého dôvodu, mnoho rokov po predpovedi Gamowa a jeho kolegov, sa nikto vedome nepokúsil odhaliť toto žiarenie. Objavili ho celkom náhodou v roku 1965 rádioví fyzici z americkej Bellovej spoločnosti R. Wilson a A. Penzias, ktorí boli v roku 1978 ocenení Nobelovou cenou.
Na ceste k detekcii kozmického mikrovlnného žiarenia pozadia. V polovici 60. rokov astrofyzici pokračovali v teoretickom štúdiu horúceho modelu vesmíru. Výpočet očakávaných charakteristík žiarenia kozmického mikrovlnného pozadia uskutočnili v roku 1964 A. G. Doroshkevich a I. D. Novikov v ZSSR a nezávisle F. Hoyle a R. J. Taylor vo Veľkej Británii. Ale tieto diela, rovnako ako predchádzajúce diela Gamowa a jeho kolegov, nepritiahli pozornosť. Ale už presvedčivo ukázali, že kozmické mikrovlnné žiarenie pozadia možno pozorovať. Napriek extrémnej slabosti tohto žiarenia v našej dobe, našťastie leží v tej oblasti elektromagnetického spektra, kde všetky ostatné kozmické zdroje vo všeobecnosti vyžarujú ešte slabšie žiarenie. Preto k jeho objavu malo viesť cielené pátranie po žiarení kozmického mikrovlnného pozadia, o ktorom však rádioastronómovia nevedeli.
Toto povedal A. Penzias vo svojej Nobelovej prednáške: „Prvé publikované uznanie kozmického mikrovlnného žiarenia pozadia ako detekovateľného javu v rádiovom dosahu sa objavilo na jar 1964 v krátkom článku A.G. Doroshkevicha a I.D. Novikova Priemerná hustota žiarenia v Metagalaxii a niektoré problémy relativistickej kozmológie. Aj keď sa v tom istom roku, o niečo neskôr, objavil anglický preklad vo všeobecne známom časopise Soviet Physics - Reports, tento článok zjavne nepritiahol pozornosť iných odborníkov v tejto oblasti. Tento pozoruhodný článok nielenže odvodzuje spektrum CMB ako jav vĺn čierneho telesa, ale tiež sa jasne zameriava na dvadsaťstopový horn reflektor v Bell Laboratory v Crawford Hill ako najvhodnejší nástroj na jeho detekciu! (citované z: Sharov A.S., Novikov I.D. Muž, ktorý objavil výbuch vesmíru: Život a dielo Edwina Hubbla M., 1989).
Bohužiaľ, tento článok zostal nepovšimnutý teoretikmi aj pozorovateľmi; nestimulovalo to hľadanie kozmického mikrovlnného žiarenia pozadia. Historici vedy sa stále čudujú, prečo sa dlhé roky nikto nesnažil vedome hľadať žiarenie z horúceho vesmíru. Je zvláštne, že v minulosti tento objav - jeden z najväčších v 20. storočí. - Vedci niekoľkokrát prešli okolo bez toho, aby si ho všimli.
Napríklad kozmické mikrovlnné žiarenie na pozadí mohlo byť objavené už v roku 1941. Potom kanadský astronóm E. McKellar analyzoval absorpčné čiary spôsobené medzihviezdnymi molekulami kyanogénu v spektre hviezdy Zeta Ophiuchi. Dospel k záveru, že tieto čiary vo viditeľnej oblasti spektra môžu vzniknúť len pri pohltení svetla rotujúcimi molekulami kyanogénu a ich rotácia by mala byť vybudená žiarením s teplotou asi 2,3 K. Samozrejme, nikto nemohol myslel si vtedy, že excitácia rotačných hladín týchto molekúl spôsobená kozmickým mikrovlnným žiarením pozadia. Až po jeho objavení v roku 1965 boli publikované práce I.S. Shklovského, J. Fielda a ďalších, v ktorých sa ukázalo, že excitácia rotácie medzihviezdnych molekúl kyanogénu, ktorých čiary sú zreteľne pozorované v spektrách mnohých hviezd. je spôsobená práve reliktným žiarením.
Ešte dramatickejší príbeh sa odohral v polovici 50. rokov. Potom mladý vedec T.A. Šmaonov pod vedením slávnych sovietskych rádioastronómov S.E. Khaikina a N.L. Kaidanovského vykonal merania rádiovej emisie z vesmíru pri vlnovej dĺžke 32 cm o mnoho rokov neskôr ho použili Penzias a Wilson. Šmaonov starostlivo študoval možné rušenie. Samozrejme, v tom čase ešte nemal k dispozícii také citlivé prijímače, aké neskôr získali Američania. Výsledky Šmaonovových meraní boli publikované v roku 1957 v jeho kandidátskej práci a v časopise „Instruments and Experimental Techniques“. Záver z týchto meraní bol nasledovný: „Ukázalo sa, že absolútna hodnota efektívnej teploty rádiovej emisie pozadia... sa rovná 4 ± 3 K.“ Shmaonov zaznamenal nezávislosť intenzity žiarenia od smeru na oblohe a od času. Hoci chyby merania boli veľké a o žiadnej spoľahlivosti čísla 4 sa netreba baviť, už je nám jasné, že Šmaonov nameral presne kozmické mikrovlnné žiarenie pozadia. Žiaľ, ani on sám, ani iní rádioastronómovia nevedeli nič o možnosti existencie kozmického mikrovlnného žiarenia pozadia a nepripisovali týmto meraniam náležitú dôležitosť.
Nakoniec, okolo roku 1964, slávny experimentálny fyzik z Princetonu (USA), Robert Dicke, vedome pristúpil k tomuto problému. Hoci jeho úvahy boli založené na teórii „oscilujúceho“ vesmíru, ktorý opakovane zažíva expanziu a kontrakciu, Dicke jasne pochopil potrebu hľadania kozmického mikrovlnného žiarenia pozadia. Z jeho iniciatívy začiatkom roku 1965 mladý teoretik F. J. E. Peebles vykonal potrebné výpočty a P. G. Roll a D. T. Wilkinson začali stavať malú nízkošumovú anténu na streche Palmerovho fyzikálneho laboratória v Princetone. Na vyhľadávanie žiarenia pozadia nie je potrebné používať veľké rádioteleskopy, keďže žiarenie prichádza zo všetkých smerov. Nič nezíska, ak veľká anténa zaostrí lúč na menšiu oblasť oblohy. Dickeho skupina však nemala čas na plánovaný objav: keď už bolo ich vybavenie pripravené, museli len potvrdiť objav, ktorý iní náhodne urobili deň predtým.
