En av komponenterna i rymdens allmänna bakgrund. e-post mag. strålning. R. och. likformigt fördelat över himlaklotet och i intensitet motsvarar den termiska strålningen från en absolut svart kropp vid en temperatur av ca. 3 K, upptäckt av Amer. forskarna A. Penzias och... Fysisk uppslagsverk
CMB-strålning, som fyller universum, kosmisk strålning, vars spektrum är nära spektrumet av en absolut svart kropp med en temperatur på cirka 3 K. Observerad vid vågor från flera mm till tiotals cm, nästan isotropiskt. Ursprung... ... Modernt uppslagsverk
Kosmisk bakgrundsstrålning, vars spektrum är nära spektrumet av en helt svart kropp med en temperatur på ca. 3 K. Observerad vid vågor från flera mm till tiotals cm, nästan isotropiskt. Ursprunget till den kosmiska mikrovågsbakgrundsstrålningen är associerad med evolutionen... Stor encyklopedisk ordbok
kosmisk mikrovågsbakgrundsstrålning- Bakgrund kosmisk radioemission, som bildades i de tidiga stadierna av utvecklingen av universum. [GOST 25645.103 84] Ämnen, förhållanden, fysiskt utrymme. rymd EN relikt strålning... Teknisk översättarguide
Kosmisk bakgrundsstrålning, vars spektrum är nära spektrumet för en absolut svart kropp med en temperatur på cirka 3°K. Observerad vid vågor från flera millimeter till tiotals centimeter, nästan isotropiskt. Ursprunget till kosmisk mikrovågsbakgrundsstrålning... ... encyklopedisk ordbok
Elektromagnetisk strålning som fyller den observerbara delen av universum (Se universum). R. och. existerade redan i de tidiga stadierna av universums expansion och spelade en viktig roll i dess utveckling; är en unik källa till information om hennes förflutna... Stora sovjetiska encyklopedien
CMB-strålning- (från latin relicium kvarleva) kosmisk elektromagnetisk strålning associerad med utvecklingen av universum, som började sin utveckling efter "big bang"; kosmisk bakgrundsstrålning, vars spektrum är nära spektrumet för en absolut svart kropp med... ... Början av modern naturvetenskap
Bakgrundsutrymme strålning, vars spektrum ligger nära spektrumet för en absolut svart kropp med en temperatur på ca. 3 K. Observerad vid vågor från flera. mm till tiotals cm, nästan isotropisk. Ursprunget till R. och. associerad med universums utveckling, till paradiset i det förflutna... ... Naturvetenskap. encyklopedisk ordbok
Termisk bakgrund kosmisk strålning, vars spektrum är nära spektrumet av en absolut svart kropp med en temperatur på 2,7 K. Strålningens ursprung. associerad med universums utveckling, som i det avlägsna förflutna hade hög temperatur och strålningstäthet... ... Astronomisk ordbok
Kosmologi Universums ålder Big Bang Konvergerande avstånd CMB Kosmologisk tillståndsekvation Mörk energi Dold massa Friedmanns universum Kosmologisk princip Kosmologiska modeller Bildning ... Wikipedia
Böcker
- Kosmologi, Steven Weinberg, Nobelpristagaren Steven Weinbergs monumentala monografi sammanfattar de framsteg som gjorts inom modern kosmologi under de senaste två decennierna. Det är unikt i… Kategori: Astronomi Förlag: Librocom,
- En ny titt på några grundläggande begrepp och experimentella fakta i fysiken, Emelyanov A.V. , Boken ägnas åt analysen av tre sammanhängande fysikproblem: 1. Tröghetskrafternas fysiska natur, som Newton började lösa, men inte löste. Detta komplexa problem leder till slutsatsen att... Kategori: Allmänna frågor. Fysikens historia Serie: Förlag:
Trots användningen av moderna instrument och de senaste metoderna för att studera universum är frågan om dess utseende fortfarande öppen. Detta är inte förvånande med tanke på dess ålder: enligt de senaste uppgifterna varierar den från 14 till 15 miljarder år. Det är uppenbart att det sedan dess har funnits mycket få bevis för de storslagna processerna i den universella skalan som en gång ägde rum. Därför vågar ingen hävda något, begränsar sig till hypoteser. Men en av dem har nyligen fått ett mycket betydelsefullt argument - kosmisk mikrovågsbakgrundsstrålning.
1964 beslutade två anställda vid ett välkänt laboratorium, som utförde radioobservationer av Echo-satelliten, med tillgång till lämplig ultrakänslig utrustning, att testa några av sina teorier om den egna radioutsändningen av vissa rymdobjekt.
För att filtrera bort eventuella störningar från markbaserade källor, bestämde man sig för att använda 7,35 cm. Men efter att ha slagit på och ställt in antennen registrerades ett märkligt fenomen: ett visst brus, en konstant bakgrundskomponent, registrerades under hela tiden. Universum. Det berodde inte på jordens position i förhållande till andra planeter, vilket omedelbart eliminerade antagandet om radiostörningar från dessa eller på tiden på dagen. Varken R. Wilson eller A. Penzias insåg ens att de hade upptäckt universums kosmiska mikrovågsbakgrundsstrålning.
Eftersom ingen av dem antog detta och tillskrev "bakgrunden" till utrustningens egenheter (det räcker med att komma ihåg att den använda mikrovågsantennen var den känsligaste vid den tiden), gick nästan ett helt år tills det blev uppenbart att det registrerade bruset var en del av själva universum. Intensiteten hos den detekterade radiosignalen visade sig vara nästan identisk med strålningsintensiteten med en temperatur på 3 Kelvin (1 Kelvin är lika med -273 grader Celsius). Som jämförelse motsvarar noll Kelvin temperaturen på ett föremål gjord av orörliga atomer. sträcker sig från 500 MHz till 500 GHz.
Vid denna tidpunkt beräknade två teoretiker från Princeton University - R. Dicke och D. Pibbles, baserade på nya modeller av universums utveckling, matematiskt att sådan strålning borde existera och genomsyra hela rymden. Onödigt att säga att Penzias, som av misstag fick veta om föreläsningar om detta ämne, kontaktade universitetet och rapporterade att den kosmiska mikrovågsbakgrundsstrålningen hade registrerats.
Baserat på Big Bang-teorin uppstod all materia som ett resultat av en kolossal explosion. Under de första 300 tusen åren efter detta var rymden en kombination av elementarpartiklar och strålning. Därefter, på grund av expansion, började temperaturerna falla, vilket gjorde det möjligt för atomer att dyka upp. Den detekterade reliktstrålningen är ett eko av dessa avlägsna tider. Medan universum hade gränser var partiklarnas täthet så hög att strålningen var "bunden", eftersom massan av partiklar reflekterade alla typer av vågor, vilket hindrade dem från att fortplanta sig. Och först efter att atombildningen började blev rymden "transparent" för vågor. Man tror att det var så den kosmiska mikrovågsbakgrundsstrålningen såg ut. För närvarande innehåller varje kubikcentimeter av rymden cirka 500 initiala kvanta, även om deras energi har minskat med nästan 100 gånger.
CMB-strålning har olika temperaturer i olika delar av universum. Detta beror på platsen för den primära materien i det expanderande universum. Där tätheten av atomer i framtida materia var högre, reducerades andelen strålning, och därmed dess temperatur. Det var i dessa riktningar som stora objekt (galaxer och deras kluster) senare bildades.
Studiet av kosmisk mikrovågsbakgrundsstrålning lyfter slöjan av osäkerhet över många processer som inträffar i tidernas begynnelse.
En av de intressanta upptäckterna relaterad till det elektromagnetiska spektrumet är kosmisk mikrovågsbakgrundsstrålning. Den upptäcktes av en slump, även om möjligheten att den existerade förutspåddes.
Historia om upptäckten av kosmisk mikrovågsbakgrundsstrålning
Historia om upptäckten av kosmisk mikrovågsbakgrundsstrålning startade 1964. Amerikansk laboratoriepersonal Bell telefon utvecklat ett kommunikationssystem som använder en konstgjord jordsatellit. Detta system var tänkt att fungera på vågor som var 7,5 centimeter långa. Sådana korta vågor har vissa fördelar i förhållande till satellitradiokommunikation, men Arno Penzias Och Robert Wilson ingen löste detta problem. De var pionjärer inom detta område och var tvungna att se till att det inte fanns några starka störningar på samma våglängd, eller att kommunikationsarbetarna visste om sådana störningar i förväg. På den tiden trodde man att källan till radiovågor som kom från rymden bara kunde vara punktobjekt som radiogalaxer eller stjärnor. Källor till radiovågor. Forskarna hade till sitt förfogande en exceptionellt noggrann mottagare och en roterande hornantenn. Med deras hjälp kunde forskare lyssna på hela himlavalvet på ungefär samma sätt som en läkare lyssnar på en patients bröst med ett stetoskop.Naturlig källsignal
Och så fort antennen var riktad mot en av punkterna på himlen dansade en krökt linje på oscilloskopskärmen. Typisk naturlig källsignal. Experterna var förmodligen förvånade över sin tur: vid den allra första uppmätta punkten fanns det en källa för radioutstrålning! Men oavsett vart de riktade sin antenn förblev effekten densamma. Forskare kontrollerade utrustningen om och om igen, men den var i perfekt ordning. Och till slut insåg de att de hade upptäckt ett tidigare okänt naturfenomen: hela universum verkade vara fyllt med radiovågor av centimeterlängd. Om vi kunde se radiovågor skulle himlavalvet se ut för oss glödande från kant till kant.
Universums radiovågor. Penzias och Wilsons upptäckt publicerades. Och inte bara de, utan även forskare från många andra länder började leta efter källor till mystiska radiovågor, som plockades upp av alla antenner och mottagare anpassade för detta ändamål, oavsett var de är och oavsett vilken punkt på himlen de är riktade mot. , och intensiteten av radioutstrålning vid våglängden 7,5 centimeter vid vilken punkt som helst var absolut densamma, det verkade vara utsmetat jämnt över hela himlen. CMB-strålning beräknad av forskare
Sovjetiska vetenskapsmän A. G. Doroshkevich och I. D. Novikov, som förutspådde kosmisk mikrovågsbakgrundsstrålning innan den öppnar, gjort komplicerade beräkningar. De tog hänsyn till alla strålningskällor som finns tillgängliga i vårt universum, och tog även hänsyn till hur strålningen från vissa objekt förändrades över tiden. Och det visade sig att i området med centimetervågor är alla dessa strålningar minimala och därför inte på något sätt ansvariga för det detekterade himlens glöd. Samtidigt visade ytterligare beräkningar att densiteten av utsmetad strålning är mycket hög. Här är en jämförelse av fotongelé (det är vad forskare kallade den mystiska strålningen) med massan av all materia i universum. Om all materia från alla synliga galaxer är "spridd" jämnt över hela universums rymd, kommer det bara att finnas en väteatom per tre kubikmeter rymd (för enkelhetens skull kommer vi att betrakta all materia om stjärnor som väte ). Och samtidigt innehåller varje kubikcentimeter verklig rymd cirka 500 fotoner av strålning. Ganska mycket, även om vi inte jämför antalet enheter av materia och strålning, utan direkt deras massor. Var kom så intensiv strålning ifrån? En gång upptäckte den sovjetiske vetenskapsmannen A. A. Friedman, som löste Einsteins berömda ekvationer, att vårt universum är i ständig expansion. Bekräftelse på detta hittades snart. Amerikanen E. Hubble upptäckt galaxens recessionsfenomen. Genom att extrapolera detta fenomen till det förflutna kan vi beräkna ögonblicket när all materia i universum var i en mycket liten volym och dess densitet var ojämförligt större än nu. Under universums expansion ökar våglängden för varje kvant i proportion till universums expansion; i det här fallet verkar kvantumet "svalna" - trots allt, ju kortare kvantets våglängd är, desto "hetare" är det. Dagens strålning i centimeterskala har en ljushetstemperatur på cirka 3 grader absolut Kelvin. Och för tio miljarder år sedan, när universum var ojämförligt mindre och dess materias densitet var mycket hög, hade dessa kvanta en temperatur på cirka 10 miljarder grader. Sedan dess har vårt universum "begravts" med mängder av kontinuerligt kylande strålning. Det är därför som den centimeters radiostrålning som "smetats ut" över hela universum kallas kosmisk mikrovågsbakgrundsstrålning. Reliker, som ni vet, är namnen på resterna av de äldsta djuren och växterna som har överlevt till denna dag. Kvanta av centimeterstrålning är förvisso den äldsta av alla möjliga reliker. När allt kommer omkring går deras bildning tillbaka till en era cirka 15 miljarder år bort från oss.Kunskapen om universum gav kosmisk bakgrundsstrålning från mikrovågor
Nästan ingenting kan sägas om hur materia var vid nollögonblicket, då dess densitet var oändligt stor. Men de fenomen och processer som inträffade under Universum, bara en sekund efter hennes födelse och ännu tidigare, upp till 10~8 sekunder, föreställer sig forskarna redan ganska bra. Information om detta lämnades exakt kosmisk mikrovågsbakgrundsstrålning. Så det har gått en sekund sedan nollögonblicket. Materian i vårt universum hade en temperatur på 10 miljarder grader och bestod av en sorts "gröt" relikkvanta, elektroder, positroner, neutriner och antineutriner . Tätheten av "gröten" var enorm - mer än ett ton per kubikcentimeter. Under sådana "trängda förhållanden" inträffade kontinuerligt kollisioner av neutroner och positroner med elektroner, protoner förvandlades till neutroner och vice versa. Men mest av allt fanns det kvanta här - 100 miljoner gånger fler än neutroner och protoner. Naturligtvis, vid en sådan densitet och temperatur kunde inga komplexa kärnor av materia existera: de sönderföll inte här. Hundra sekunder gick. Universums expansion fortsatte, dess densitet minskade kontinuerligt och dess temperatur sjönk. Positroner försvann nästan, neutroner förvandlades till protoner. Bildandet av atomkärnor av väte och helium började. Beräkningar gjorda av forskare visar att 30 procent av neutronerna kombinerades för att bilda heliumkärnor, medan 70 procent av dem förblev ensamma och blev vätekärnor. Under loppet av dessa reaktioner dök nya kvanta upp, men deras antal kunde inte längre jämföras med den ursprungliga, så vi kan anta att den inte förändrades alls. Universums expansion fortsatte. Tätheten hos "gröten", så brant bryggd av naturen i början, minskade i proportion till kuben för det linjära avståndet. År, århundraden, årtusenden gick. 3 miljoner år har gått. Temperaturen på "gröten" hade vid detta ögonblick sjunkit till 3-4 tusen grader, materiens densitet närmade sig också vad vi vet idag, men materieklumpar från vilka stjärnor och galaxer kunde bildas kunde ännu inte uppstå. Strålningstrycket var för stort vid den tiden, vilket drev bort alla sådana formationer. Även helium- och väteatomerna förblev joniserade: elektroner existerade separat, protoner och atomkärnor existerade också separat. Först mot slutet av tremiljonårsperioden började de första kondensationerna uppstå i den svalkande "gröten". Till en början var det väldigt få av dem. Så snart en tusendel av "gröten" kondenserades till märkliga protostjärnor, började dessa formationer "brännas" på samma sätt som moderna stjärnor. Och fotonerna och energikvantorna som släpptes ut av dem värmde upp "gröten" som hade börjat svalna till temperaturer vid vilka bildandet av nya kondenser igen visade sig vara omöjligt. Perioder av kylning och återuppvärmning av "gröten" genom bloss av protostjärnor alternerade, och ersatte varandra. Och i något skede av universums expansion blev bildandet av nya kondenser nästan omöjligt eftersom den en gång så tjocka "gröten" hade blivit för "flytande". Ungefär 5 procent av materien lyckades förenas och 95 procent var utspridda i det expanderande universums utrymme. Det var så den en gång heta kvantan som bildade reliktstrålningen "försvann". Så här spreds kärnorna av väte- och heliumatomer, som var en del av "gröten".Hypotes om bildandet av universum
Här är en av dem: det mesta av materien i vårt universum finns inte i sammansättningen av planeter, stjärnor och galaxer, utan bildar intergalaktisk gas - 70 procent väte och 30 procent helium, en väteatom per kubikmeter rymden. Sedan passerade utvecklingen av universum protostjärnornas stadium och gick in i det materiastadium som är vanligt för oss, vanliga spiralgalaxer, vanliga stjärnor, varav den mest bekanta är vår. Planetsystem bildades runt några av dessa stjärnor, och på åtminstone en av dessa planeter uppstod liv, vilket under evolutionens gång gav upphov till intelligens. Forskare vet ännu inte hur ofta stjärnor omgivna av en cirkel av planeter finns i rymdens vidd. De kan inte säga något om hur ofta.
Runddans av planeterna. Och frågan om hur ofta livets växt blommar ut i förnuftets frodiga blomma förblir öppen. De hypoteser som vi känner till idag och som tolkar alla dessa frågor är mer som ogrundade gissningar. Men idag utvecklas vetenskapen som en lavin. På senare tid hade forskare ingen aning om hur vårt började. Den kosmiska mikrovågsbakgrundsstrålningen, som upptäcktes för cirka 70 år sedan, gjorde det möjligt att måla den bilden. Idag har mänskligheten inte tillräckligt med fakta, baserat på vilken den kan svara på frågorna som formulerats ovan. Penetration i yttre rymden, besök på månen och andra planeter ger nya fakta. Och fakta följs inte längre av hypoteser, utan av strikta slutsatser. CMB-strålning indikerar universums homogenitet
Vad mer berättade reliktstrålarna, dessa vittnen till födelsen av vårt universum, för forskare? A. A. Friedman löste en av ekvationerna som Einstein gav, och utifrån denna lösning upptäckte han universums expansion. För att lösa Einsteins ekvationer var det nödvändigt att sätta de så kallade initialvillkoren. Friedman utgick från antagandet att Universum är homogent och isotrop, vilket betyder att ämnet i den är jämnt fördelat. Och under de 5-10 åren som har gått sedan Friedmans upptäckt förblev frågan om detta antagande var korrekt öppen. Nu har den i princip tagits bort. Universums isotropi bevisas av den fantastiska enhetligheten hos reliktradioutsändningen. Det andra faktumet indikerar samma sak - fördelningen av universums materia mellan galaxer och intergalaktisk gas.
När allt kommer omkring är den intergalaktiska gasen, som utgör huvuddelen av universums materia, fördelad över hela det lika jämnt som relikkvanta. Upptäckten av kosmisk mikrovågsbakgrundsstrålning gör det möjligt att inte bara se in i det ultraavlägset förflutna - bortom tidens gränser när det varken fanns vår jord, vår sol, vår galax eller ens universum självt. Som ett fantastiskt teleskop som kan pekas i vilken riktning som helst, gör upptäckten av CMB det möjligt för oss att titta in i den ultraavlägsna framtiden. Så superavlägset, när det inte kommer att finnas någon jord, ingen sol, ingen galax. Fenomenet med universums expansion kommer att hjälpa här, hur dess beståndsdelar stjärnor, galaxer, moln av damm och gas sprids i rymden. Är denna process evig? Eller kommer expansionen att sakta ner, stoppa och sedan ge vika för komprimering? Och är inte universums successiva sammantryckningar och expansioner ett slags pulsationer av materia, oförstörbara och eviga? Svaret på dessa frågor beror främst på hur mycket materia som finns i universum. Om dess totala gravitation är tillräcklig för att övervinna expansionens tröghet, kommer expansionen oundvikligen att ge vika för kompression, där galaxerna gradvis kommer närmare varandra. Tja, om gravitationskrafterna inte räcker för att bromsa och övervinna expansionens tröghet, är vårt universum dömt: det kommer att skingras i rymden! Hela vårt universums framtida öde! Finns det ett större problem? Studiet av kosmisk mikrovågsbakgrundsstrålning gav vetenskapen möjlighet att posera den. Och det är möjligt att ytterligare forskning löser det. CMB-strålning
Extragalaktisk mikrovågsbakgrundsstrålning förekommer i frekvensområdet från 500 MHz till 500 GHz, motsvarande våglängder från 60 cm till 0,6 mm. Denna bakgrundsstrålning bär information om de processer som ägde rum i universum innan bildandet av galaxer, kvasarer och andra objekt. Denna strålning, som kallas den kosmiska mikrovågsbakgrundsstrålningen, upptäcktes 1965, även om den förutspåddes redan på 40-talet av George Gamow och har studerats av astronomer i decennier.
I det expanderande universum beror materiens genomsnittliga täthet på tid - förr var den högre. Men under expansion förändras inte bara densiteten utan också den termiska energin hos ämnet, vilket innebär att universum i det tidiga expansionsskedet inte bara var tätt utan också varmt. Som en konsekvens bör det i vår tid finnas en reststrålning, vars spektrum är detsamma som spektrumet för en absolut fast kropp, och denna strålning bör vara mycket isotropisk. År 1964 upptäckte A.A. Penzias och R. Wilson, som testade en känslig radioantenn, mycket svag bakgrundsstrålning från mikrovågor, som de inte kunde bli av med på något sätt. Dess temperatur visade sig vara 2,73 K, vilket är nära det förutsagda värdet. Från isotropiexperiment visades det att källan till mikrovågsbakgrundsstrålningen inte kan lokaliseras inuti galaxen, eftersom en koncentration av strålning mot galaxens centrum bör observeras. Strålningskällan kunde inte lokaliseras inuti solsystemet, eftersom Det skulle finnas en daglig variation i strålningsintensitet. På grund av detta gjordes en slutsats om den extragalaktiska naturen hos denna bakgrundsstrålning. Således fick hypotesen om ett hett universum en observationsbas.
För att förstå naturen hos den kosmiska mikrovågsbakgrundsstrålningen är det nödvändigt att vända sig till de processer som ägde rum i de tidiga stadierna av universums expansion. Låt oss överväga hur de fysiska förhållandena i universum förändrades under expansionsprocessen.
Nu innehåller varje kubikcentimeter av rymden cirka 500 reliktfotoner, och det finns mycket mindre materia per volym. Eftersom förhållandet mellan antalet fotoner och antalet baryoner under expansionen bibehålls, men energin hos fotoner under universums expansion minskar med tiden på grund av det röda skiftet, kan vi dra slutsatsen att energin någon gång i det förflutna densiteten av strålning var större än energitätheten för materia partiklar. Denna tid kallas strålningsstadiet i universums utveckling. Strålningsstadiet kännetecknades av lika temperatur mellan ämnet och strålning. Vid den tiden bestämde strålningen helt arten av universums expansion. Ungefär en miljon år efter att universums expansion började sjönk temperaturen till flera tusen grader och en rekombination av elektroner, som tidigare var fria partiklar, skedde med protoner och heliumkärnor, d.v.s. bildning av atomer. Universum har blivit genomskinligt för strålning, och det är denna strålning som vi nu upptäcker och kallar reliktstrålning. Det är sant, sedan den tiden, på grund av universums expansion, har fotoner minskat sin energi med cirka 100 gånger. Bildligt talat "präglade" kosmiska mikrovågsbakgrundskvanter rekombinationens era och bär direkt information om det avlägsna förflutna.
Efter rekombination började materia utvecklas självständigt för första gången, oavsett strålning, och tätheter började dyka upp i den - embryon från framtida galaxer och deras kluster. Det är därför som experiment för att studera egenskaperna hos kosmisk mikrovågsbakgrundsstrålning - dess spektrum och rumsliga fluktuationer - är så viktiga för forskare. Deras ansträngningar var inte förgäves: i början av 90-talet. Det ryska rymdexperimentet Relikt-2 och amerikanen Kobe upptäckte skillnader i temperaturen hos den kosmiska mikrovågsbakgrundsstrålningen från närliggande områden på himlen, och avvikelsen från medeltemperaturen är bara cirka en tusendels procent. Dessa temperaturvariationer bär information om avvikelsen av materiens densitet från medelvärdet under rekombinationsepoken. Efter rekombination fördelades materia i universum nästan jämnt, och där densiteten var åtminstone något över genomsnittet var attraktionen starkare. Det var densitetsvariationer som sedan ledde till bildandet av storskaliga strukturer, galaxhopar och enskilda galaxer som observerades i universum. Enligt moderna idéer borde de första galaxerna ha bildats i en epok som motsvarar rödförskjutningar från 4 till 8.
Finns det en chans att se ännu längre in i eran före rekombination? Fram till ögonblicket av rekombination var det trycket från elektromagnetisk strålning som främst skapade gravitationsfältet som bromsade universums expansion. I detta skede varierade temperaturen i omvänd proportion till kvadratroten av den tid som förflutit sedan expansionen började. Låt oss successivt betrakta de olika stadierna av expansionen av det tidiga universum.
Vid en temperatur på cirka 1013 Kelvin föddes och förintades par av olika partiklar och antipartiklar i universum: protoner, neutroner, mesoner, elektroner, neutriner etc. När temperaturen sjönk till 5*1012 K var nästan alla protoner och neutroner förintas, förvandlas till strålningskvanta; Endast de för vilka det inte fanns tillräckligt med antipartiklar fanns kvar. Det är från dessa "överskott" av protoner och neutroner som det moderna observerbara universums materia huvudsakligen består.
Vid T = 2*1010 K slutade heltgenomträngande neutriner att interagera med materia - från det ögonblicket borde en "relikt neutrinobakgrund" ha varit kvar, som kanske kan detekteras under framtida neutrinoexperiment.
Allt som just har diskuterats hände vid ultrahöga temperaturer under första sekunden efter att universums expansion började. Några sekunder efter universums "födelse" började eran av primär nukleosyntes, när kärnor av deuterium, helium, litium och beryllium bildades. Det varade ungefär tre minuter, och dess huvudsakliga resultat var bildandet av heliumkärnor (25 % av massan av all materia i universum). De återstående grundämnena, tyngre än helium, utgjorde en försumbar del av ämnet - cirka 0,01%.
Efter nukleosyntesens era och före rekombinationens era (cirka 106 år) inträffade en tyst expansion och avkylning av universum, och sedan - hundratals miljoner år efter början - dök de första galaxerna och stjärnorna upp.
Under de senaste decennierna har utvecklingen av kosmologi och elementarpartikelfysik gjort det möjligt att teoretiskt överväga den allra första, "superdensa" perioden av universums expansion. Det visar sig att i början av expansionen, när temperaturen var otroligt hög (mer än 1028 K), kunde universum vara i ett speciellt tillstånd där det expanderade med acceleration, och energin per volymenhet förblev konstant. Detta steg av expansion kallades inflationärt. Ett sådant tillstånd av materia är möjligt under ett villkor - negativt tryck. Stadiet av ultrasnabb inflationsexpansion omfattade en liten tidsperiod: det slutade vid cirka 10–36 sekunder. Man tror att den verkliga "födelsen" av elementarpartiklar av materia i den form som vi känner dem nu inträffade strax efter slutet av inflationsstadiet och orsakades av förfallet av ett hypotetiskt fält. Efter detta fortsatte expansionen av universum med tröghet.
Den inflationära universumhypotesen svarar på ett antal viktiga frågor inom kosmologin som tills nyligen ansågs vara oförklarliga paradoxer, i synnerhet frågan om orsaken till universums expansion. Om universum i sin historia verkligen gick igenom en era när det fanns ett stort undertryck, borde gravitationen oundvikligen inte ha orsakat attraktion, utan ömsesidig avstötning av materiella partiklar. Och detta betyder att universum började expandera snabbt, explosivt. Naturligtvis är modellen för det inflationära universum bara en hypotes: även en indirekt verifiering av dess bestämmelser kräver instrument som helt enkelt inte har skapats ännu. Idén om den accelererade expansionen av universum i det tidigaste skedet av dess utveckling har dock kommit in i modern kosmologi.
På tal om det tidiga universum transporteras vi plötsligt från de största kosmiska skalorna till området i mikrovärlden, som beskrivs av kvantmekanikens lagar. Elementarpartiklarnas och ultrahöga energiers fysik är nära sammanflätad i kosmologin med fysiken i gigantiska astronomiska system. De största och de minsta är här förbundna med varandra. Detta är den fantastiska skönheten i vår värld, full av oväntade kopplingar och djup enhet.
Livets manifestationer på jorden är extremt olika. Livet på jorden representeras av nukleära och prenukleära, en- och flercelliga varelser; flercelliga representeras i sin tur av svampar, växter och djur. Vilket som helst av dessa riken förenar olika typer, klasser, ordnar, familjer, släkten, arter, populationer och individer.
I all den till synes oändliga mångfalden av levande saker kan flera olika nivåer av organisering av levande saker urskiljas: molekylär, cellulär, vävnad, organ, ontogenetisk, population, art, biogeocenotisk, biosfär. De listade nivåerna är markerade för att underlätta studien. Om vi försöker identifiera huvudnivåerna, som inte så mycket reflekterar nivåerna av studier som nivåerna av organisering av livet på jorden, bör huvudkriterierna för sådan identifiering vara närvaron av specifika elementära, diskreta strukturer och elementära fenomen. Med detta tillvägagångssätt visar det sig vara nödvändigt och tillräckligt att särskilja molekylärgenetiska, ontogenetiska, populationsarter och biogeocenotiska nivåer (N.V. Timofeev-Resovsky och andra).
Molekylär genetisk nivå. När man studerade denna nivå uppnåddes uppenbarligen den största klarheten i definitionen av grundläggande begrepp, såväl som i identifieringen av elementära strukturer och fenomen. Utvecklingen av den kromosomala teorin om ärftlighet, analysen av mutationsprocessen och studiet av strukturen hos kromosomer, fager och virus avslöjade huvuddragen i organisationen av elementära genetiska strukturer och relaterade fenomen. Det är känt att huvudstrukturerna på denna nivå (koder för ärftlig information som överförs från generation till generation) är DNA differentierat efter längd till kodelement - tripletter av kvävehaltiga baser som bildar gener.
Gener på denna nivå av livsorganisation representerar elementära enheter. De huvudsakliga elementära fenomenen associerade med gener kan betraktas som deras lokala strukturella förändringar (mutationer) och överföringen av information som lagras i dem till intracellulära kontrollsystem.
Konvariant reduplicering sker enligt mallprincipen genom att bryta vätebindningarna i DNA-dubbelhelixen med deltagande av enzymet DNA-polymeras. Sedan bygger var och en av strängarna en motsvarande sträng, varefter de nya strängarna kopplas komplementärt till varandra. Pyrimidin- och purinbaserna i de komplementära strängarna hålls samman av vätebindningar av DNA-polymeras. Denna process utförs mycket snabbt. Således kräver självmontering av Escherichia coli DNA, bestående av cirka 40 tusen nukleotidpar, endast 100 s. Genetisk information överförs från kärnan av mRNA-molekyler till cytoplasman till ribosomer och där deltar i proteinsyntesen. Ett protein som innehåller tusentals aminosyror syntetiseras i en levande cell på 5–6 minuter och snabbare i bakterier.
Huvudkontrollsystemen, både under konvariant reduplikation och under intracellulär informationsöverföring, använder ”matrisprincipen”, d.v.s. är matriser bredvid vilka motsvarande specifika makromolekyler är byggda. För närvarande dechiffreras koden som är inbäddad i strukturen av nukleinsyror, som fungerar som en matris för syntes av specifika proteinstrukturer i celler, framgångsrikt. Reduplikation, baserad på matriskopiering, bevarar inte bara den genetiska normen, utan också avvikelser från den, d.v.s. mutationer (grunden för den evolutionära processen). Tillräckligt noggrann kunskap om den molekylärgenetiska nivån är en nödvändig förutsättning för en tydlig förståelse av livsfenomen som förekommer på alla andra nivåer av livsorganisationen.
Kosmisk elektromagnetisk strålning som kommer till jorden från alla sidor av himlen med ungefär samma intensitet och har ett spektrum som är karakteristiskt för svartkroppsstrålning vid en temperatur på cirka 3 K (3 grader på den absoluta Kelvin-skalan, vilket motsvarar -270 ° C) . Vid denna temperatur kommer den största delen av strålningen från radiovågor i centimeter- och millimeterintervallet. Energitätheten för den kosmiska mikrovågsbakgrundsstrålningen är 0,25 eV/cm 3 .
Experimentella radioastronomer föredrar att kalla denna strålning "kosmisk mikrovågsbakgrund" (CMB). Teoretiska astrofysiker kallar det ofta "reliktstrålning" (termen föreslogs av den ryske astrofysikern I.S. Shklovsky), eftersom, inom ramen för den allmänt accepterade teorin om det heta universum idag, denna strålning uppstod i ett tidigt skede av expansionen av vår världen, när dess materia var nästan homogen och mycket het. Ibland kan man i vetenskaplig och populärlitteratur också hitta termen "tregradig kosmisk strålning". Nedan kommer vi att kalla denna strålning "reliktstrålning".
Upptäckten av den kosmiska mikrovågsbakgrundsstrålningen 1965 var av stor betydelse för kosmologin; det blev en av 1900-talets viktigaste landvinningar inom naturvetenskapen. och, naturligtvis, den viktigaste för kosmologin efter upptäckten av rödförskjutningen i galaxernas spektra. Svag reliktstrålning ger oss information om de första ögonblicken av vårt universums existens, om den där avlägsna eran när hela universum var varmt och inga planeter, inga stjärnor, inga galaxer fanns i det. Detaljerade mätningar av denna strålning utförda under de senaste åren med hjälp av markbaserade, stratosfäriska och rymdobservatorier lyfter gardinen för mysteriet om universums födelse.
Hot Universum teori.År 1929 upptäckte den amerikanske astronomen Edwin Hubble (1889-1953) att de flesta galaxer rör sig bort från oss, och ju snabbare desto längre bort är galaxen (Hubbles lag). Detta tolkades som en allmän expansion av universum, som började för ungefär 15 miljarder år sedan. Frågan uppstod om hur universum såg ut i det avlägsna förflutna, när galaxer precis började röra sig bort från varandra, och ännu tidigare. Även om den matematiska apparaten, baserad på Einsteins allmänna relativitetsteori och som beskriver universums dynamik, skapades redan på 1920-talet av Willem de Sitter (1872-1934), Alexander Friedman (1888-1925) och Georges Lemaitre (1894-1966) ), om det fysiska var ingenting känt om universums tillstånd under den tidiga eran av dess evolution. Det var inte ens säkert att det fanns ett visst ögonblick i universums historia som kunde betraktas som "början på expansion."
Utvecklingen av kärnfysik på 1940-talet möjliggjorde utvecklingen av teoretiska modeller för universums utveckling i det förflutna, när dess materia ansågs komprimeras till en hög densitet vid vilken kärnreaktioner var möjliga. Dessa modeller var först och främst tänkta att förklara sammansättningen av universums materia, som vid den tiden redan hade mätts ganska tillförlitligt från observationer av stjärnornas spektra: i genomsnitt består de av 2/3 av väte och 1/3 av helium, och alla andra kemiska grundämnen tillsammans utgör inte mer än 2%. Kunskap om egenskaperna hos intranukleära partiklar - protoner och neutroner - gjorde det möjligt att beräkna alternativ för början av universums expansion, som skilde sig åt i det initiala innehållet av dessa partiklar och ämnets temperatur och strålningen som är i termodynamisk jämvikt med det. Vart och ett av alternativen gav sin egen sammansättning av universums ursprungliga substans.
Om vi utelämnar detaljerna, så finns det två fundamentalt olika möjligheter för de förhållanden under vilka början av universums expansion ägde rum: dess materia kan vara antingen kall eller varm. Konsekvenserna av kärnreaktioner är fundamentalt olika varandra. Även om idén om möjligheten till ett varmt förflutet av universum uttrycktes av Lemaitre i hans tidiga verk, var det historiskt sett den första som övervägde möjligheten till en kall början på 1930-talet.
I de första antagandena trodde man att all materia i universum först existerade i form av kalla neutroner. Det visade sig senare att detta antagande motsäger observationer. Faktum är att en neutron i ett fritt tillstånd sönderfaller i genomsnitt 15 minuter efter dess förekomst och förvandlas till en proton, elektron och antineutrino. I ett expanderande universum skulle de resulterande protonerna börja kombineras med de återstående neutronerna och bilda kärnorna av deuteriumatomer. Vidare skulle en kedja av kärnreaktioner leda till bildandet av kärnor av heliumatomer. Mer komplexa atomkärnor, som beräkningar visar, uppstår praktiskt taget inte i detta fall. Som ett resultat skulle all materia förvandlas till helium. Denna slutsats står i skarp motsägelse till observationer av stjärnor och interstellär materia. Förekomsten av kemiska grundämnen i naturen avvisar hypotesen att materiens expansion börjar i form av kalla neutroner.
1946 i USA föreslogs en "het" version av de inledande stadierna av universums expansion av den ryskfödde fysikern Georgy Gamow (1904-1968). 1948 publicerades arbetet av hans medarbetare, Ralph Alpher och Robert Herman, som undersökte kärnreaktioner i het materia i början av den kosmologiska expansionen för att få fram de för närvarande observerade sambanden mellan mängderna av olika kemiska grundämnen och deras isotoper. Under dessa år var önskan att förklara ursprunget för alla kemiska grundämnen genom deras syntes i de första ögonblicken av materiens utveckling naturlig. Faktum är att de vid den tiden felaktigt uppskattade tiden som hade förflutit sedan början av universums expansion som bara 2-4 miljarder år. Detta berodde på det överskattade värdet av Hubble-konstanten, som var resultatet av astronomiska observationer under dessa år.
Genom att jämföra universums ålder vid 2-4 miljarder år med uppskattningen av jordens ålder - cirka 4 miljarder år - var vi tvungna att anta att jorden, solen och stjärnorna bildades av primär materia med en färdig kemisk sammansättning . Man trodde att denna sammansättning inte förändrades nämnvärt, eftersom syntesen av element i stjärnor är en långsam process och det fanns ingen tid för dess genomförande före bildandet av jorden och andra kroppar.
Den efterföljande revideringen av den extragalaktiska avståndsskalan ledde också till en revidering av universums ålder. Teorin om stjärnutveckling förklarar framgångsrikt ursprunget för alla tunga grundämnen (tyngre än helium) genom deras nukleosyntes i stjärnor. Det finns inte längre något behov av att förklara ursprunget för alla element, inklusive tunga, i det tidiga skedet av universums expansion. Men kärnan i den heta universumhypotesen visade sig vara korrekt.
Å andra sidan är heliumhalten i stjärnor och interstellär gas cirka 30 viktprocent. Detta är mycket mer än vad som kan förklaras av kärnreaktioner i stjärnor. Detta innebär att helium, till skillnad från tunga grundämnen, bör syntetiseras i början av universums expansion, men samtidigt i begränsade mängder.
Huvudtanken med Gamows teori är just att den höga temperaturen hos ett ämne förhindrar omvandlingen av allt ämne till helium. I ögonblicket 0,1 sekunder efter starten av expansionen var temperaturen cirka 30 miljarder K. Sådan het materia innehåller många högenergifotoner. Densiteten och energin hos fotoner är så hög att ljus interagerar med ljus, vilket leder till skapandet av elektron-positronpar. Förintelsen av par kan i sin tur leda till produktion av fotoner, såväl som till uppkomsten av neutrino- och antineutrinopar. I denna "suddande kittel" finns ett vanligt ämne. Vid mycket höga temperaturer kan komplexa atomkärnor inte existera. De skulle omedelbart krossas av de omgivande energipartiklarna. Därför finns tunga partiklar av materia i form av neutroner och protoner. Interaktioner med energirika partiklar gör att neutroner och protoner snabbt omvandlas till varandra. Reaktionerna av att kombinera neutroner med protoner inträffar dock inte, eftersom den resulterande deuteriumkärnan omedelbart bryts upp av högenergipartiklar. På grund av den höga temperaturen bryts alltså kedjan som leder till bildandet av helium i början.
Först när universum expanderar och svalnar till en temperatur under en miljard kelvin, är en del av det resulterande deuteriumet redan lagrat och leder till syntesen av helium. Beräkningar visar att ett ämnes temperatur och densitet kan justeras så att andelen neutroner i ämnet i detta ögonblick är cirka 15 viktprocent. Dessa neutroner, i kombination med samma antal protoner, bildar cirka 30 % av helium. De återstående tunga partiklarna förblev i form av protoner - kärnorna av väteatomer. Kärnreaktioner slutar efter de första fem minuterna efter att universums expansion börjar. Därefter, när universum expanderar, minskar temperaturen på dess materia och strålning. Från verken av Gamow, Alpher och Herman 1948 följde det: om teorin om det heta universum förutsäger uppkomsten av 30 % helium och 70 % väte som de viktigaste kemiska elementen i naturen, måste det moderna universum oundvikligen fyllas med en rest ("relik") av den ursprungliga heta strålningen och den moderna temperaturen. Denna CMB bör vara runt 5 K.
Analysen av olika alternativ för början av kosmologisk expansion slutade dock inte med Gamows hypotes. I början av 1960-talet gjordes ett genialiskt försök att återgå till den kalla versionen av Ya.B Zeldovich, som föreslog att den ursprungliga kalla materien bestod av protoner, elektroner och neutriner. Som Zeldovich visade, förvandlas en sådan blandning, vid expansion, till rent väte. Helium och andra kemiska grundämnen, enligt denna hypotes, syntetiserades senare när stjärnor bildades. Observera att vid det här laget visste astronomer redan att universum är flera gånger äldre än jorden och de flesta stjärnorna runt omkring oss, och data om överflöd av helium i prestellär materia var fortfarande mycket osäker under dessa år.
Det verkar som att det avgörande testet för att välja mellan de kalla och varma modellerna av universum kan vara sökandet efter kosmisk mikrovågsbakgrundsstrålning. Men av någon anledning, i många år efter förutsägelsen av Gamow och hans kollegor, försökte ingen medvetet upptäcka denna strålning. Den upptäcktes helt av en slump 1965 av radiofysiker från det amerikanska Bell-företaget R. Wilson och A. Penzias, som belönades med Nobelpriset 1978.
På väg att upptäcka kosmisk bakgrundsstrålning från mikrovågor. I mitten av 1960-talet fortsatte astrofysiker att teoretiskt studera den heta modellen av universum. Beräkningen av de förväntade egenskaperna hos den kosmiska mikrovågsbakgrundsstrålningen utfördes 1964 av A.G. Doroshkevich och I.D. i Sovjetunionen och oberoende av F. Hoyle och R. J. Taylor i Storbritannien. Men dessa verk, liksom de tidigare verken av Gamow och hans kollegor, väckte inte uppmärksamhet. Men de har redan på ett övertygande sätt visat att kosmisk mikrovågsbakgrundsstrålning kan observeras. Trots den extrema svagheten hos denna strålning i vår tid, ligger den lyckligtvis i det området av det elektromagnetiska spektrumet där alla andra kosmiska källor i allmänhet sänder ut ännu svagare strålning. Därför borde en riktad sökning efter den kosmiska mikrovågsbakgrundsstrålningen ha lett till upptäckten, men radioastronomer visste inte om det.
Så här sa A. Penzias i sin Nobelföreläsning: "Det första publicerade erkännandet av kosmisk mikrovågsbakgrundsstrålning som ett detekterbart fenomen i radioområdet dök upp våren 1964 i en kort artikel av A.G. Doroshkevich och I.D Genomsnittlig strålningstäthet i Metagalaxy och några frågor om relativistisk kosmologi. Även om en engelsk översättning dök upp samma år, något senare, i den vida kända tidskriften Soviet Physics - Reports, väckte artikeln tydligen inte uppmärksamheten från andra specialister på området. Detta anmärkningsvärda papper härleder inte bara spektrumet av CMB som ett svartkroppsvågfenomen, utan fokuserar också tydligt på den tjugo fot långa hornreflektorn vid Bell Laboratory i Crawford Hill som det mest lämpliga instrumentet för att upptäcka det!” (citerat från: Sharov A.S., Novikov I.D. Mannen som upptäckte universums explosion: Edwin Hubbles liv och arbete M., 1989).
Tyvärr gick denna artikel obemärkt förbi av både teoretiker och observatörer; det stimulerade inte sökandet efter kosmisk mikrovågsbakgrundsstrålning. Vetenskapshistoriker undrar fortfarande varför ingen under många år försökte medvetet leta efter strålning från det heta universum. Det är märkligt att förbi denna upptäckt - en av de största på 20-talet. – Forskare gick förbi flera gånger utan att lägga märke till honom.
Till exempel kunde kosmisk mikrovågsbakgrundsstrålning ha upptäckts redan 1941. Då analyserade den kanadensiske astronomen E. McKellar absorptionslinjerna orsakade av interstellära cyanogenmolekyler i stjärnan Zeta Ophiuchis spektrum. Han kom till slutsatsen att dessa linjer i det synliga området av spektrumet bara kan uppstå när ljus absorberas av roterande cyanogenmolekyler, och deras rotation bör exciteras av strålning med en temperatur på cirka 2,3 K. Naturligtvis kunde ingen ha trodde då att exciteringen av rotationsnivåer av dessa molekyler orsakas av kosmisk mikrovågsbakgrundsstrålning. Först efter upptäckten 1965 publicerades verk av I.S. Shklovsky, J. Field och andra, där det visades att exciteringen av rotationen av interstellära cyanogenmolekyler, vars linjer tydligt observeras i spektra av många stjärnor, orsakas just av reliktstrålning.
En ännu mer dramatisk historia inträffade i mitten av 1950-talet. Sedan utförde den unge vetenskapsmannen T.A., under ledning av de berömda sovjetiska radioastronomerna S.E. Kaidanovsky, mätningar av radiostrålning från rymden. Dessa mätningar gjordes med en hornantenn användes många år senare av Penzias och Wilson. Shmaonov studerade noggrant möjliga störningar. Naturligtvis hade han ännu inte på den tiden så känsliga mottagare till sitt förfogande som amerikanerna senare skaffade. Resultaten av Shmaonovs mätningar publicerades 1957 i hans kandidats avhandling och i tidskriften "Instruments and Experimental Techniques". Slutsatsen från dessa mätningar var följande: "Det visade sig att det absoluta värdet av den effektiva temperaturen för bakgrundsradioemission... är lika med 4 ± 3 K." Shmaonov noterade strålningsintensitetens oberoende från riktningen på himlen och från tid. Även om mätfelen var stora och det inte finns något behov av att tala om någon tillförlitlighet för siffran 4, är det nu klart för oss att Shmaonov mätte exakt den kosmiska mikrovågsbakgrundsstrålningen. Tyvärr visste varken han själv eller andra radioastronomer något om möjligheten av existensen av kosmisk mikrovågsbakgrundsstrålning och lade inte vederbörlig vikt vid dessa mätningar.
Slutligen, runt 1964, närmade sig den berömde experimentella fysikern från Princeton (USA), Robert Dicke, medvetet detta problem. Även om hans resonemang baserades på teorin om ett "oscillerande" universum, som upprepade gånger upplever expansion och sammandragning, förstod Dicke tydligt behovet av att söka efter kosmisk mikrovågsbakgrundsstrålning. På hans initiativ, i början av 1965, utförde den unge teoretikern F. J. E. Peebles de nödvändiga beräkningarna, och P. G. Roll och D. T. Wilkinson började bygga en liten lågbrusantenn på taket till Palmer Physical Laboratory i Princeton. Det är inte nödvändigt att använda stora radioteleskop för att söka efter bakgrundsstrålning, eftersom strålningen kommer från alla håll. Ingenting vinner man på att en stor antenn fokuserar strålen på ett mindre område av himlen. Men Dickes grupp hade inte tid att göra den planerade upptäckten: när deras utrustning redan var klar behövde de bara bekräfta upptäckten som andra av misstag gjort dagen innan.
