Evrenin kalıntı radyasyonu. Kozmik mikrodalga arka plan radyasyonunun keşfi. SPK anormallikleri

> Kozmik mikrodalga arka plan radyasyonu nedir?

Açılış kozmik mikrodalga arka plan radyasyonu: Kavramın anlamı, Big Bang teorisi, Evrenin genişlemesi ve haritası, ışığın uzaydaki hareketi, karanlık maddenin etkisi.

SPK radyasyonu- Büyük Patlama'nın ardından oluşan parlaklık. Bu, bu olayın Evrende gerçekleştiğine dair en ikna edici kanıtlardan biridir. Bu konuyu en iyi Kaliforniya Üniversitesi'nden (Los Angeles) Ned Wright açıklamaktadır.

CMB radyasyonu ne kadar faydalıdır?

“Eh, en yararlı bilgi düşük düzeyde gelir. Astronomi okumaya ilk başladığımda Büyük Patlama teorisinin güvenilirliğine %100 güven yoktu. Bu nedenle, kozmik mikrodalga arka plan ışınımının bu teoride bulunması ve rakip teoride bulunmaması, bilgideki büyük bir boşluğu doldurmuştur.

Ek olarak, kozmik mikrodalga arka plan ışınımının spektrumu büyük ölçüde siyaha benzemektedir. Bu karanlık bir cisim olduğundan, Evrenin opaklıktan şeffaflığa sorunsuz bir şekilde geçtiğine inanabiliriz. Mikrodalga arka planının dipol anizotropisi, uzayda hareket ettiğimiz gerçeğini doğru bir şekilde belirlemeye yardımcı olur. Gökyüzünün bir tarafı çok daha sıcak, diğer tarafı ise daha soğuk; bu da kozmik mikrodalga arka plan ışınımının sıcaklığına işaret ediyor. Hesapladığımızda, ışık hızının yüzde onda biri kadar bir hızla (370 km/s) hareket ettiğimiz ortaya çıkıyor. Yani Evrendeki hareketimiz ve hareketimiz var.

Planck uydusu, arka plandaki kozmik mikrodalga arka plan radyasyonunun çizgileri hakkında daha fazla bilgi elde etmeyi mümkün kıldı. 3 milikelvinlik bir farkımız var, dolayısıyla nokta sıcaklığındaki fark +/- 100 mikrokindir. Bu nedenle karşınıza 1,5 derecelik bir alanın detaylı çizimi sunulur. Evrenin gelişiminin erken aşamalarında yoğunluk bozuklukları nedeniyle oluşan dalga akustiği tarafından yaratılmıştır. Evrenin şeffaf hale gelmesinin ne kadar sürdüğünü bile takip edebilirsiniz. Ve eğer böylesine küresel bir endüstriyi incelemeye karar verirseniz bu önemli bir bilgidir."

Kozmik mikrodalga arka plan radyasyonu ve karanlık madde bize ne anlatıyor?

"CMB'nin 0,5 derecelik bir ölçeği var ve bize göksel navigasyon gibi etkili bir konum çizgisi veriyor. Bir yıldızı sekstantla ölçersiniz ve konumunuzun bir çizgisini alırsınız. Ancak aynı modele (akustik dalga düzeni) baktığınızda galaksilerin dağılımında her şeyin daha yerel olduğunu görürsünüz. Elbette uzak nesnelerden bahsediyoruz ama kozmolojide bunlar yerel bölgeler.

Bu galaksiler aynı dalga benzeri modeli sergiliyor ve bunu ölçebilir, geçmişte gözlemlenenlerle karşılaştırabilir ve bir konum-kesişme çizgisi elde edebilirsiniz. Bu, Evrendeki yerimizi belirlememize, birçok nesneyi bulmamıza ve hatta saymamıza yardımcı olur. Ayrıca henüz kimsenin anlayamadığı ama neler yapabileceğini bildiğimiz bir karanlık enerjinin olduğu da ortaya çıkıyor. Sonuçta genişlemeyi hızlandıran da tam olarak budur.” Videoyu izlerseniz, Evrenin kozmik mikrodalga arka plan radyasyonu (tespit, Evrenin genişlemesi, büyük patlama, kırmızıya kayma, anormallikler) hakkında çok daha ilginç şeyler öğrenebilirsiniz.

SPK kutuplaşması

Fizikçi Dmitry Gorbunov, BICEP2 deneyi, enflasyonun aşaması ve yerçekimi teorisinin gelişimi hakkında:

SPK anormallikleri

Astrofizikçi Oleg Verkhodanov, düşük çoklu kutuplar, yakın uzay nesnelerinin kozmolojik ölçümler üzerindeki etkisi ve keşfedilmemiş kaynakları dikkate alarak:

Gökyüzünün her tarafından Dünya'ya yaklaşık olarak aynı yoğunlukta gelen ve yaklaşık 3 K sıcaklıkta (mutlak Kelvin ölçeğinde 3 derece, -270 ° C'ye karşılık gelen 3 derece) siyah cisim radyasyonunun spektrum özelliğine sahip kozmik elektromanyetik radyasyon. . Bu sıcaklıkta radyasyonun büyük kısmı santimetre ve milimetre aralığındaki radyo dalgalarından gelir. Kozmik mikrodalga arka plan ışınımının enerji yoğunluğu 0,25 eV/cm3'tür.
Deneysel radyo gökbilimcileri bu radyasyona “kozmik mikrodalga arka plan” (CMB) adını vermeyi tercih ediyorlar. Teorik astrofizikçiler buna sıklıkla "kalıntı radyasyon" diyorlar (terim Rus astrofizikçi I.S. Shklovsky tarafından önerildi), çünkü bugün genel olarak kabul edilen sıcak Evren teorisi çerçevesinde, bu radyasyon bizim genişlememizin erken aşamasında ortaya çıktı. Dünya, maddesinin neredeyse homojen ve çok sıcak olduğu bir dönemde. Bazen bilimsel ve popüler literatürde “üç dereceli kozmik radyasyon” terimini de bulabilirsiniz. Aşağıda bu radyasyona “kalıntı radyasyon” adını vereceğiz.
1965 yılında kozmik mikrodalga arka plan ışınımının keşfi kozmoloji açısından büyük önem taşıyordu; 20. yüzyılın doğa biliminin en önemli başarılarından biri haline geldi. ve elbette galaksilerin spektrumlarındaki kırmızıya kaymanın keşfinden sonra kozmoloji açısından en önemlisi. Zayıf kalıntı radyasyon bize Evrenimizin varlığının ilk anları hakkında, tüm Evrenin sıcak olduğu ve içinde hiçbir gezegenin, yıldızın, galaksinin bulunmadığı o uzak dönem hakkında bilgi sağlar. Son yıllarda yer tabanlı, stratosferik ve uzay gözlemevleri kullanılarak gerçekleştirilen bu radyasyonun ayrıntılı ölçümleri, Evrenin doğuşunun gizeminin üzerindeki perdeyi kaldırıyor.
Sıcak Evren teorisi. 1929'da Amerikalı gökbilimci Edwin Hubble (1889-1953), çoğu galaksinin bizden uzaklaştığını ve galaksinin konumu ne kadar hızlı olursa (Hubble yasası) keşfetti. Bu, yaklaşık 15 milyar yıl önce başlayan Evrenin genel genişlemesi olarak yorumlandı. Uzak geçmişte, galaksilerin birbirinden yeni uzaklaşmaya başladığı ve hatta daha erken bir zamanda Evrenin nasıl göründüğü sorusu ortaya çıktı. Her ne kadar Einstein'ın genel görelilik teorisine dayanan ve Evrenin dinamiklerini tanımlayan matematiksel aparat, 1920'lerde Willem de Sitter (1872-1934), Alexander Friedman (1888-1925) ve Georges Lemaitre (1894-1966) tarafından yaratılmış olsa da ), fiziksel hakkında, Evriminin erken döneminde Evrenin durumu hakkında hiçbir şey bilinmiyordu. Evrenin tarihinde “genişlemenin başlangıcı” olarak kabul edilebilecek belirli bir anın olup olmadığı bile kesin değildi.
1940'larda nükleer fiziğin gelişimi, geçmişte Evrenin evrimi için teorik modellerin geliştirilmesine olanak tanıdı; o dönemde, maddenin nükleer reaksiyonların mümkün olduğu yüksek bir yoğunluğa sıkıştırıldığına inanılıyordu. Bu modellerin, her şeyden önce, o zamana kadar yıldız spektrumlarının gözlemlerinden oldukça güvenilir bir şekilde ölçülmüş olan Evrenin maddesinin bileşimini açıklaması gerekiyordu: ortalama olarak 2/3 hidrojenden oluşuyorlar ve Helyumun 1/3'ü ve diğer tüm kimyasal elementler birlikte alındığında %2'den fazla değildir. Çekirdek içi parçacıkların (protonlar ve nötronlar) özelliklerinin bilgisi, bu parçacıkların başlangıçtaki içeriği ve maddenin sıcaklığı ve termodinamik dengede olan radyasyon açısından farklılık gösteren, Evrenin genişlemesinin başlangıcına ilişkin seçeneklerin hesaplanmasını mümkün kıldı. onunla. Seçeneklerin her biri, Evrenin orijinal maddesinin kendi bileşimini verdi.
Ayrıntıları atlarsak, Evrenin genişlemesinin başladığı koşullar için temelde iki farklı olasılık vardır: Maddesi soğuk ya da sıcak olabilir. Nükleer reaksiyonların sonuçları temelde birbirinden farklıdır. Evrenin sıcak bir geçmişinin olabileceği fikri Lemaitre tarafından ilk çalışmalarında dile getirilmiş olsa da, tarihsel olarak soğuk bir başlangıcın olasılığı ilk olarak 1930'larda düşünülmüştür.
İlk varsayımlarda, Evrendeki tüm maddenin ilk olarak soğuk nötronlar şeklinde var olduğuna inanılıyordu. Daha sonra bu varsayımın gözlemlerle çeliştiği ortaya çıktı. Gerçek şu ki, serbest durumdaki bir nötron, ortaya çıktıktan ortalama 15 dakika sonra bozunarak bir protona, elektrona ve antinötrinoya dönüşür. Genişleyen bir Evrende, ortaya çıkan protonlar geri kalan nötronlarla birleşmeye başlayacak ve döteryum atomlarının çekirdeklerini oluşturacaktır. Ayrıca, bir dizi nükleer reaksiyon, helyum atomu çekirdeklerinin oluşmasına yol açacaktır. Hesaplamaların gösterdiği gibi, daha karmaşık atom çekirdekleri bu durumda pratikte ortaya çıkmaz. Sonuç olarak, tüm maddeler helyuma dönüşecektir. Bu sonuç, yıldızlara ve yıldızlararası maddeye ilişkin gözlemlerle keskin bir çelişki içindedir. Doğada kimyasal elementlerin yaygınlığı, maddenin genişlemesinin soğuk nötronlar şeklinde başladığı hipotezini çürütmektedir.
1946'da ABD'de, Rusya doğumlu fizikçi Georgy Gamow (1904-1968) tarafından Evrenin genişlemesinin ilk aşamalarının "sıcak" bir versiyonu önerildi. 1948'de, çalışma arkadaşları Ralph Alpher ve Robert Herman'ın, çeşitli kimyasal elementlerin miktarları ile bunların izotopları arasında şu anda gözlemlenen ilişkileri elde etmek amacıyla kozmolojik genişlemenin başlangıcındaki sıcak maddedeki nükleer reaksiyonları inceleyen çalışmaları yayınlandı. O yıllarda, maddenin evriminin ilk anlarında tüm kimyasal elementlerin kökenini sentezleriyle açıklama isteği doğaldı. Gerçek şu ki, o zamanlar Evrenin genişlemesinin başlangıcından bu yana geçen süreyi yanlışlıkla sadece 2-4 milyar yıl olarak tahmin ediyorlardı. Bunun nedeni, o yıllardaki astronomik gözlemlerden kaynaklanan Hubble sabitinin değerinin olduğundan fazla tahmin edilmesiydi.
Evrenin 2-4 milyar yıl olan yaşını, Dünya'nın tahmini yaşıyla (yaklaşık 4 milyar yıl) karşılaştırdığımızda, Dünya'nın, Güneş'in ve yıldızların hazır kimyasal bileşime sahip birincil maddeden oluştuğunu varsaymak zorunda kaldık. . Yıldızlardaki elementlerin sentezi yavaş bir süreç olduğundan ve Dünya'nın ve diğer cisimlerin oluşumundan önce uygulanması için zaman olmadığından bu bileşimin önemli ölçüde değişmediğine inanılıyordu.
Galaksi dışı mesafe ölçeğinin daha sonra revizyonu aynı zamanda Evrenin yaşının da revizyonuna yol açtı. Yıldızların evrimi teorisi, helyumdan daha ağır olan tüm ağır elementlerin kökenini, yıldızlardaki nükleosentez yoluyla başarılı bir şekilde açıklamaktadır. Ağır olanlar da dahil olmak üzere tüm elementlerin kökenini, Evren'in genişlemesinin ilk aşamasında açıklamaya artık gerek yok. Ancak sıcak Evren hipotezinin özü doğru çıktı.
Öte yandan yıldızların ve yıldızlararası gazların helyum içeriği kütlece %30 civarındadır. Bu, yıldızlardaki nükleer reaksiyonlarla açıklanabilecek olandan çok daha fazlasıdır. Bu, helyumun, ağır elementlerin aksine, Evrenin genişlemesinin başlangıcında, ancak aynı zamanda sınırlı miktarlarda sentezlenmesi gerektiği anlamına gelir.
Gamow'un teorisinin ana fikri tam olarak bir maddenin yüksek sıcaklığının tüm maddelerin helyuma dönüşmesini engellemesidir. Genişlemenin başlamasından 0,1 saniye sonra sıcaklık yaklaşık 30 milyar K idi. Bu tür sıcak maddeler çok sayıda yüksek enerjili foton içerir. Fotonların yoğunluğu ve enerjisi o kadar yüksektir ki ışık ışıkla etkileşime girerek elektron-pozitron çiftlerinin oluşmasına yol açar. Çiftlerin yok olması, fotonların üretimine ve ayrıca nötrino ve antinötrino çiftlerinin ortaya çıkmasına yol açabilir. Bu "kaynayan kazanda" sıradan bir madde var. Çok yüksek sıcaklıklarda karmaşık atom çekirdekleri var olamaz. Çevredeki enerjik parçacıklar tarafından anında parçalanacaklardı. Bu nedenle maddenin ağır parçacıkları nötron ve proton şeklinde bulunur. Enerjik parçacıklarla etkileşimler nötronların ve protonların hızla birbirine dönüşmesine neden olur. Ancak nötronların protonlarla birleşme reaksiyonları gerçekleşmez, çünkü ortaya çıkan döteryum çekirdeği yüksek enerjili parçacıklar tarafından hemen parçalanır. Böylece yüksek sıcaklık nedeniyle helyum oluşumuna yol açan zincir daha başlangıçta kırılır.
Ancak Evren genişleyerek bir milyar kelvin'in altına soğuduğunda, ortaya çıkan döteryumun bir kısmı zaten depolanır ve helyum sentezine yol açar. Hesaplamalar, bir maddenin sıcaklığının ve yoğunluğunun, o ana kadar maddedeki nötron oranının kütlece yaklaşık %15 olacak şekilde ayarlanabileceğini göstermektedir. Bu nötronlar aynı sayıda protonla birleşerek helyumun yaklaşık %30'unu oluşturur. Geriye kalan ağır parçacıklar, hidrojen atomlarının çekirdeği olan proton biçiminde kaldı. Nükleer reaksiyonlar, Evrenin genişlemesi başladıktan sonraki ilk beş dakikadan sonra sona erer. Daha sonra Evren genişledikçe, maddenin ve radyasyonun sıcaklığı azalır. Gamow, Alpher ve Herman'ın 1948'deki çalışmalarından şu sonuç çıkıyordu: Eğer sıcak Evren teorisi doğanın ana kimyasal elementleri olarak %30 helyum ve %70 hidrojenin ortaya çıkacağını öngörüyorsa, o zaman modern Evren kaçınılmaz olarak İlkel sıcak radyasyonun kalıntısı (“kalıntı”) ve modern sıcaklık Bu CMB yaklaşık 5 K olmalıdır.
Ancak kozmolojik genişlemenin başlangıcına ilişkin farklı seçeneklerin analizi Gamow'un hipoteziyle bitmedi. 1960'ların başında, orijinal soğuk maddenin protonlardan, elektronlardan ve nötrinolardan oluştuğunu öne süren Ya.B. Zeldovich, soğuk versiyona dönmek için ustaca bir girişimde bulundu. Zeldovich'in gösterdiği gibi, böyle bir karışım genleştiğinde saf hidrojene dönüşür. Bu hipoteze göre helyum ve diğer kimyasal elementler daha sonra yıldızların oluşmasıyla sentezlendi. Bu zamana kadar gökbilimcilerin Evren'in Dünya'dan ve çevremizdeki yıldızların çoğundan birkaç kat daha yaşlı olduğunu zaten bildiklerini ve yıldız öncesi maddedeki helyumun bolluğuna ilişkin verilerin o yıllarda hala çok belirsiz olduğunu unutmayın.
Öyle görünüyor ki, evrenin soğuk ve sıcak modelleri arasında seçim yapmak için belirleyici test, kozmik mikrodalga arka plan ışınımının araştırılması olabilir. Ancak Gamow ve meslektaşlarının öngörüsünden sonra, bazı nedenlerden dolayı uzun yıllar boyunca hiç kimse bilinçli olarak bu radyasyonu tespit etmeye çalışmadı. 1965 yılında tamamen tesadüfen, 1978'de Nobel Ödülü'ne layık görülen Amerikan Bell şirketi R. Wilson ve A. Penzias'tan radyo fizikçileri tarafından keşfedildi.
Kozmik mikrodalga arka plan ışınımını tespit etme yolunda. 1960'ların ortalarında astrofizikçiler evrenin sıcak modelini teorik olarak incelemeye devam ettiler. Kozmik mikrodalga arka plan radyasyonunun beklenen özelliklerinin hesaplanması, 1964 yılında SSCB'de A.G. Doroshkevich ve I.D. Novikov tarafından ve bağımsız olarak Birleşik Krallık'ta F. Hoyle ve R. J. Taylor tarafından gerçekleştirildi. Ancak bu çalışmalar, Gamow ve meslektaşlarının daha önceki çalışmaları gibi ilgi görmedi. Ancak kozmik mikrodalga arka plan radyasyonunun gözlemlenebileceğini zaten ikna edici bir şekilde gösterdiler. Çağımızdaki bu radyasyonun son derece zayıf olmasına rağmen, neyse ki elektromanyetik spektrumun diğer tüm kozmik kaynakların genellikle daha da zayıf radyasyon yaydığı bölgede yer alıyor. Bu nedenle, kozmik mikrodalga arka plan ışınımına yönelik hedefli bir araştırma onun keşfine yol açmalıydı, ancak radyo gökbilimcilerinin bundan haberi yoktu.
A. Penzias, Nobel konferansında şunları söyledi: “Kozmik mikrodalga arka plan radyasyonunun radyo aralığında tespit edilebilir bir fenomen olarak ilk yayınlanmış tanınması, 1964 baharında A.G. Doroshkevich ve I.D. Novikov'un kısa makalesinde ortaya çıktı. Metagalaxy'deki ortalama radyasyon yoğunluğu ve göreli kozmolojinin bazı sorunları. Her ne kadar aynı yıl, bir süre sonra, yaygın olarak bilinen Sovyet Fiziği - Raporlar dergisinde İngilizce çevirisi yayınlansa da, makale görünüşe göre bu alandaki diğer uzmanların dikkatini çekmedi. Bu dikkate değer makale, yalnızca CMB'nin spektrumunu bir kara cisim dalgası fenomeni olarak çıkarmakla kalmıyor, aynı zamanda onu tespit etmek için en uygun araç olarak Crawford Hill'deki Bell Laboratuvarı'nın altı metrelik boynuz reflektörüne de açıkça odaklanıyor! (alıntı: Sharov A.S., Novikov I.D. Evrenin Patlamasını Keşfeden Adam: Edwin Hubble'ın Hayatı ve Eserleri M., 1989).
Ne yazık ki bu makale hem teorisyenlerin hem de gözlemcilerin gözünden kaçmıştır; kozmik mikrodalga arka plan radyasyonunun araştırılmasını teşvik etmedi. Bilim tarihçileri hâlâ neden hiç kimsenin uzun yıllar boyunca sıcak Evrenden gelen radyasyonu bilinçli olarak aramaya çalışmadığını merak ediyorlar. 20. yüzyılın en büyüklerinden biri olan bu keşfin geçmiş olması ilginçtir. - Bilim adamları onu fark etmeden birkaç kez yanından geçtiler.
Örneğin, kozmik mikrodalga arka plan ışınımı 1941'de keşfedilmiş olabilir. Daha sonra Kanadalı gökbilimci E. McKellar, Zeta Ophiuchi yıldızının spektrumundaki yıldızlararası siyanojen moleküllerinin neden olduğu soğurma çizgilerini analiz etti. Spektrumun görünür bölgesindeki bu çizgilerin ancak ışığın dönen siyanojen molekülleri tarafından emilmesi durumunda ortaya çıkabileceği ve dönüşlerinin yaklaşık 2,3 K sıcaklıktaki radyasyon tarafından uyarılması gerektiği sonucuna vardı. Elbette bunu kimse tahmin edemezdi. o zaman bu moleküllerin dönme seviyelerinin uyarılmasının kozmik mikrodalga arka plan ışınımından kaynaklandığı düşünülüyordu. Ancak 1965'teki keşfinden sonra, I.S. Shklovsky, J. Field ve diğerlerinin çalışmaları yayınlandı; burada çizgileri birçok yıldızın spektrumunda açıkça gözlemlenen yıldızlararası siyanojen moleküllerinin dönüşünün uyarılmasının gösterildiği gösterildi. tam olarak kalıntı radyasyondan kaynaklanmaktadır.
1950'lerin ortalarında daha da dramatik bir hikaye yaşandı. Daha sonra genç bilim adamı T.A. Shmaonov, ünlü Sovyet radyo gökbilimcileri S.E. Khaikin ve N.L. Kaidanovsky'nin rehberliğinde, 32 cm dalga boyunda radyo emisyonu ölçümleri gerçekleştirdi. yıllar sonra Penzias ve Wilson tarafından kullanıldı. Shmaonov olası müdahaleyi dikkatle inceledi. Elbette o zamanlar, Amerikalıların daha sonra edindiği kadar hassas alıcılar henüz emrinde değildi. Shmaonov'un ölçümlerinin sonuçları 1957'de adayının tezinde ve "Aletler ve Deneysel Teknikler" dergisinde yayınlandı. Bu ölçümlerden çıkan sonuç şuydu: "Arka plandaki radyo emisyonunun etkin sıcaklığının mutlak değerinin... 4 ± 3 K'ya eşit olduğu ortaya çıktı." Shmaonov, radyasyon yoğunluğunun gökyüzündeki yönden ve zamandan bağımsız olduğuna dikkat çekti. Ölçüm hataları büyük olmasına ve 4 sayısının güvenilirliğinden bahsetmeye gerek olmamasına rağmen, Shmaonov'un kozmik mikrodalga arka plan ışınımını tam olarak ölçtüğü artık bizim için açık. Ne yazık ki ne kendisi ne de diğer radyo gökbilimcileri kozmik mikrodalga arka plan ışınımının var olma olasılığı hakkında hiçbir şey bilmiyorlardı ve bu ölçümlere gereken önemi vermediler.
Sonunda, 1964 civarında, Princeton'dan (ABD) ünlü deneysel fizikçi Robert Dicke, bu soruna bilinçli olarak yaklaştı. Her ne kadar muhakemesi sürekli olarak genişleme ve daralma yaşayan "salınımlı" bir Evren teorisine dayansa da, Dicke kozmik mikrodalga arka plan ışınımını aramanın gerekliliğini açıkça anlamıştı. Genç teorisyen F. J. E. Peebles, 1965'in başlarında onun inisiyatifiyle gerekli hesaplamaları yaptı ve P. G. Roll ve D. T. Wilkinson, Princeton'daki Palmer Fizik Laboratuvarı'nın çatısına küçük, düşük gürültülü bir anten inşa etmeye başladı. Radyasyon her yönden geldiğinden, arka plan radyasyonunu aramak için büyük radyo teleskoplarının kullanılmasına gerek yoktur. Büyük bir antenin ışını gökyüzünün daha küçük bir alanına odaklamasından hiçbir şey elde edilmez. Ancak Dicke'in grubunun planlanan keşfi yapacak zamanı yoktu: Ekipmanları zaten hazır olduğunda, yalnızca diğerlerinin bir gün önce kazara yaptığı keşfi doğrulamaları gerekiyordu.

Elektromanyetik spektrumla ilgili ilginç keşiflerden biri kozmik mikrodalga arka plan radyasyonu. Varlığı olasılığı tahmin edilmesine rağmen tesadüfen keşfedildi.

Kozmik mikrodalga arka plan radyasyonunun keşfinin tarihi

Kozmik mikrodalga arka plan radyasyonunun keşfinin tarihi 1964'te başladı. Amerikalı laboratuvar personeli Zil Telefonu Yapay bir Dünya uydusunu kullanarak bir iletişim sistemi geliştirdi. Bu sistemin 7,5 santimetre uzunluğundaki dalgalar üzerinde çalışması gerekiyordu. Bu tür kısa dalgaların uydu radyo iletişimiyle ilgili bazı avantajları vardır, ancak Arno Penzias Ve Robert Wilson kimse bu sorunu çözmedi. Bu alanda öncüydüler ve aynı dalga boyunda güçlü bir parazit olmadığından veya telekom çalışanlarının bu tür bir parazitten önceden haberdar olmasını sağlamak zorundaydılar. O zamanlar uzaydan gelen radyo dalgalarının kaynağının yalnızca aşağıdaki gibi nokta nesneler olabileceğine inanılıyordu: radyo galaksileri veya yıldızlar. Radyo dalgalarının kaynakları. Bilim adamlarının emrinde son derece hassas bir alıcı ve dönen bir boynuz anteni vardı. Onların yardımıyla bilim insanları, tıpkı bir doktorun stetoskopla hastanın göğsünü dinlemesi gibi, gökkubbenin tamamını dinleyebildiler.

Doğal kaynak sinyali

Anten gökyüzündeki noktalardan birine çevrildiğinde osiloskop ekranında kavisli bir çizgi dans etmeye başladı. Tipik doğal kaynak sinyali. Uzmanlar muhtemelen şanslarına şaşırmışlardı: Ölçülen ilk noktada bir radyo emisyon kaynağı vardı! Ancak anteni nereye doğrulturlarsa çevirsinler etki aynı kalıyordu. Bilim adamları ekipmanı tekrar tekrar kontrol etti, ancak mükemmel durumdaydı. Ve sonunda daha önce bilinmeyen bir doğa olayını keşfettiklerini fark ettiler: tüm Evren santimetre uzunluğundaki radyo dalgalarıyla dolu gibiydi. Eğer radyo dalgalarını görebilseydik, gökkubbe bize uçtan uca parlıyor gibi görünürdü.
Evrenin radyo dalgaları. Penzias ve Wilson'ın keşfi yayınlandı. Ve sadece onlar değil, diğer birçok ülkeden bilim adamları da, nerede olurlarsa olsunlar ve gökyüzünün hangi noktasını hedef alırlarsa alsınlar, bu amaca uyarlanmış tüm antenler ve alıcılar tarafından toplanan gizemli radyo dalgalarının kaynaklarını aramaya başladılar. ve 7,5 santimetre dalga boyundaki radyo emisyonunun yoğunluğu herhangi bir noktada kesinlikle aynıydı; tüm gökyüzüne eşit bir şekilde yayılmış gibi görünüyordu.

Bilim adamları tarafından hesaplanan CMB radyasyonu

Sovyet bilim adamları A. G. Doroshkevich ve I. D. Novikov, öngördü kozmik mikrodalga arka plan radyasyonu açılmadan önce, karmaşık hesaplamalar yaptı. Evrenimizde mevcut olan tüm radyasyon kaynaklarını ve ayrıca belirli nesnelerin radyasyonunun zaman içinde nasıl değiştiğini hesaba kattılar. Ve santimetre dalgalar bölgesinde tüm bu radyasyonların minimum düzeyde olduğu ve bu nedenle tespit edilen gökyüzü parıltısından hiçbir şekilde sorumlu olmadığı ortaya çıktı. Bu arada, daha ileri hesaplamalar, yayılan radyasyonun yoğunluğunun çok yüksek olduğunu gösterdi. İşte foton jölesinin (bilim adamlarının gizemli radyasyon dediği şey) Evrendeki tüm maddenin kütlesiyle karşılaştırması. Görünür tüm Galaksilerin tüm maddesi Evrenin tüm alanına eşit bir şekilde "yayılırsa", o zaman üç metreküp uzay başına yalnızca bir hidrojen atomu olacaktır (basitlik sağlamak için yıldızların tüm maddesinin hidrojen olduğunu düşüneceğiz) ). Ve aynı zamanda, gerçek uzayın her santimetreküpü yaklaşık 500 foton radyasyon içerir. Madde ve radyasyon birimlerinin sayısını değil, doğrudan kütlelerini karşılaştırsak bile oldukça fazla. Bu kadar yoğun radyasyon nereden geldi? Bir zamanlar Sovyet bilim adamı A. A. Friedman, Einstein'ın ünlü denklemlerini çözerek şunu keşfetti: Evrenimiz sürekli genişleme halindedir. Bunun doğrulanması çok geçmeden bulundu. Amerikalı E. Hubble keşfetti galaksi durgunluğu olgusu. Bu olguyu geçmişe tahmin ederek, Evrendeki tüm maddenin çok küçük bir hacimde olduğu ve yoğunluğunun şimdikiyle kıyaslanamayacak kadar büyük olduğu anı hesaplayabiliriz. Evrenin genişlemesi sırasında her kuantumun dalga boyu, Evrenin genişlemesiyle orantılı olarak artar; bu durumda kuantum "soğumuş" gibi görünür; sonuçta kuantumun dalga boyu ne kadar kısa olursa o kadar "sıcaktır". Günümüzün santimetre ölçeğindeki radyasyonunun parlaklık sıcaklığı yaklaşık 3 derece mutlak Kelvin'dir. Ve on milyar yıl önce, Evren kıyaslanamayacak kadar küçükken ve maddesinin yoğunluğu çok yüksekken, bu kuantumların sıcaklığı yaklaşık 10 milyar dereceydi. O zamandan bu yana, Evrenimiz sürekli olarak soğuyan radyasyon kuantumları ile “gömüldü”. Evrenin her tarafına "yayılmış" santimetre radyo emisyonuna kozmik mikrodalga arka plan radyasyonu denmesinin nedeni budur. Kalıntılar Bildiğiniz gibi günümüze kadar gelebilmiş en eski hayvan ve bitki kalıntılarının isimleridir. Santimetrelik radyasyon miktarı kesinlikle olası tüm kalıntıların en eskisidir. Sonuçta bunların oluşumu bizden yaklaşık 15 milyar yıl kadar uzak bir döneme dayanıyor.

Evren hakkındaki bilgiler kozmik mikrodalga arka plan radyasyonunu getirdi

Yoğunluğunun sonsuz büyüklükte olduğu sıfır anında maddenin nasıl olduğu hakkında neredeyse hiçbir şey söylenemez. Ancak bu sırada meydana gelen olaylar ve süreçler Evren, doğumundan sadece bir saniye sonra ve hatta daha erken, 10~8 saniyeye kadar, bilim adamları zaten oldukça iyi hayal ediyorlar. Bununla ilgili bilgiler kesin olarak getirildi kozmik mikrodalga arka plan radyasyonu. Yani sıfır anından bu yana bir saniye geçti. Evrenimizin maddesi 10 milyar derecelik bir sıcaklığa sahipti ve bir tür “lapa”dan oluşuyordu. kalıntı kuantum, elektrotlar, pozitronlar, nötrinolar ve antinötrinolar . "Yulaf lapasının" yoğunluğu çok büyüktü - santimetre küp başına bir tondan fazla. Bu tür "kalabalık koşullarda" nötron ve pozitronların elektronlarla çarpışmaları sürekli olarak meydana geldi, protonlar nötronlara dönüştü ve bunun tersi de geçerliydi. Ancak burada en önemlisi kuantumlar vardı; nötronlardan ve protonlardan 100 milyon kat daha fazla. Elbette böyle bir yoğunluk ve sıcaklıkta hiçbir karmaşık madde çekirdeği var olamaz: burada çürümediler. Yüz saniye geçti. Evrenin genişlemesi devam etti, yoğunluğu sürekli azaldı ve sıcaklığı düştü. Pozitronlar neredeyse yok oldu, nötronlar protonlara dönüştü. Hidrojen ve helyumun atom çekirdeklerinin oluşumu başladı. Bilim adamlarının yaptığı hesaplamalar, nötronların yüzde 30'unun birleşerek helyum çekirdeğini oluşturduğunu, yüzde 70'inin ise tek başına kalarak hidrojen çekirdeği haline geldiğini gösteriyor. Bu reaksiyonlar sırasında yeni kuantumlar ortaya çıktı, ancak sayıları artık orijinaliyle karşılaştırılamadı, dolayısıyla hiç değişmediğini varsayabiliriz. Evrenin genişlemesi devam etti. Başlangıçta doğa tarafından çok dik bir şekilde demlenen “yulaf lapasının” yoğunluğu, doğrusal mesafenin küpüyle orantılı olarak azaldı. Yıllar, yüzyıllar, binyıllar geçti. 3 milyon yıl geçti. O ana kadar “lapanın” sıcaklığı 3-4 bin dereceye düşmüştü, madde yoğunluğu da bugün bildiğimize yaklaştı ama yıldızların ve galaksilerin oluşabileceği madde yığınları henüz ortaya çıkamadı. O dönemde radyasyon basıncı çok yüksekti ve bu tür oluşumları uzaklaştırıyordu. Helyum ve hidrojen atomları bile iyonlaşmış halde kaldı: Elektronlar ayrı ayrı mevcuttu, protonlar ve atom çekirdekleri de ayrı ayrı mevcuttu. Ancak üç milyon yıllık dönemin sonlarına doğru soğuyan “lapa”da ilk yoğunlaşmalar görülmeye başlandı. İlk başta sayıları çok azdı. "Yulaf lapasının" binde biri yoğunlaşıp tuhaf ön yıldızlara dönüştüğünde, bu oluşumlar modern yıldızlara benzer şekilde "yanmaya" başladı. Ve onların yaydığı fotonlar ve enerji kuantumları, soğumaya başlayan "yulaf lapasını", yeni yoğunlaşma oluşumunun tekrar imkansız hale geldiği sıcaklıklara kadar ısıttı. Protostarların alevleriyle "yulaf lapasının" soğutulması ve yeniden ısıtılması dönemleri dönüşümlü olarak birbirinin yerine geçiyordu. Ve Evrenin genişlemesinin bir aşamasında, yeni yoğunlaşmaların oluşması neredeyse imkansız hale geldi çünkü bir zamanlar çok kalın olan "yulaf lapası" fazla "sıvılaşmış" hale gelmişti. Maddenin yaklaşık yüzde 5'i birleşmeyi başardı ve yüzde 95'i genişleyen Evrenin uzayına dağıldı. Kalıntı radyasyonu oluşturan bir zamanlar sıcak olan kuantum bu şekilde “dağıldı”. "Yulaf lapasının" bir parçası olan hidrojen ve helyum atomlarının çekirdekleri bu şekilde dağıldı.

Evrenin oluşumu hipotezi

İşte bunlardan biri: Evrenimizdeki maddenin çoğu gezegenlerin, yıldızların ve galaksilerin bileşiminde yer almıyor, ancak galaksiler arası gaz oluşturuyor - yüzde 70 hidrojen ve yüzde 30 helyum, metreküp uzay başına bir hidrojen atomu. Daha sonra Evrenin gelişimi ön yıldızlar aşamasını geçti ve bizim için sıradan olan madde aşamasına, sıradan açılan sarmal Galaksiler, en tanıdıkları bizimki olan sıradan yıldızlar aşamasına girdi. Bu yıldızlardan bazılarının etrafında gezegen sistemleri oluştu ve bu gezegenlerden en az birinde, evrim sürecinde zekayı doğuran yaşam ortaya çıktı. Bilim adamları, uzayın genişliğinde bir gezegen çemberi ile çevrelenmiş yıldızların ne sıklıkla bulunduğunu henüz bilmiyorlar. Ne sıklıkla olduğu konusunda hiçbir şey söyleyemezler.
Gezegenlerin yuvarlak dansı. Ve hayat bitkisinin ne sıklıkla aklın yemyeşil çiçeğine dönüştüğü sorusu hala cevapsız kalıyor. Tüm bu konuları yorumlayan, bugün bildiğimiz hipotezler daha çok asılsız tahminler gibidir. Ama bugün bilim çığ gibi gelişiyor. Daha yakın zamanlarda bilim adamlarının bizimkinin nasıl başladığına dair hiçbir fikri yoktu. Yaklaşık 70 yıl önce keşfedilen kozmik mikrodalga arka plan ışınımı bu resmin çizilmesini mümkün kıldı. Bugün insanlık, yukarıda formüle edilen sorulara cevap verebilecek yeterli gerçeklere sahip değildir. Uzaya sızma, Ay'a ve diğer gezegenlere yapılan ziyaretler yeni gerçekleri beraberinde getiriyor. Ve gerçekleri artık hipotezler değil, kesin sonuçlar takip ediyor.

CMB radyasyonu Evrenin homojenliğini gösterir

Evrenimizin doğuşunun bu tanıkları olan kalıntı ışınlar bilim adamlarına başka neler anlattı? A. A. Friedman, Einstein'ın verdiği denklemlerden birini çözdü ve bu çözüme dayanarak Evrenin genişlediğini keşfetti. Einstein'ın denklemlerini çözmek için başlangıç ​​koşulları denilen koşulları ayarlamak gerekiyordu. Friedman şu varsayımdan yola çıktı: Evren homojendir ve izotropik, yani içindeki maddenin eşit şekilde dağıldığı anlamına gelir. Ve Friedman'ın keşfinden bu yana geçen 5-10 yıl boyunca bu varsayımın doğru olup olmadığı sorusu cevapsız kaldı. Şimdi esasen kaldırıldı. Evrenin izotropisi, kalıntı radyo emisyonunun şaşırtıcı tekdüzeliği ile kanıtlanmaktadır. İkinci gerçek de aynı şeyi gösteriyor: Evrendeki maddenin Galaksiler ve galaksiler arası gaz arasındaki dağılımı.
Sonuçta, Evrenin maddesinin büyük kısmını oluşturan galaksiler arası gaz, kalıntı kuantum kadar eşit bir şekilde dağılmıştır.. Kozmik mikrodalga arka plan radyasyonunun keşfi, yalnızca çok uzak geçmişe değil, ne Dünyamızın, ne Güneşimizin, ne Galaksimizin, ne de Evrenin kendisinin var olmadığı zamanın sınırlarının ötesine bakmayı mümkün kılıyor. Herhangi bir yöne yönlendirilebilen muhteşem bir teleskop gibi, CMB'nin keşfi çok uzak geleceğe bakmamızı sağlıyor. O kadar uzak ki, Dünya, Güneş, Galaksi olmayacakken. Evrenin genişlemesi olgusu, onu oluşturan yıldızların, galaksilerin, toz bulutlarının ve gazın uzayda nasıl dağıldığına burada yardımcı olacaktır. Bu süreç sonsuz mudur? Yoksa genişleme yavaşlayacak, duracak ve yerini sıkıştırmaya mı bırakacak? Ve Evrenin art arda sıkışması ve genişlemesi, maddenin yok edilemez ve sonsuz bir tür titreşimi değil mi? Bu soruların cevabı öncelikle Evrende ne kadar madde bulunduğuna bağlıdır. Eğer toplam yerçekimi genişlemenin ataletinin üstesinden gelmeye yeterliyse, o zaman genişleme kaçınılmaz olarak yerini sıkışmaya bırakacak ve bu sırada Galaksiler yavaş yavaş birbirine yaklaşacaktır. Yerçekimi kuvvetleri yavaşlamak ve genişlemenin ataletini aşmak için yeterli değilse, Evrenimiz mahkumdur: uzayda dağılacaktır! Tüm Evrenimizin gelecekteki kaderi! Daha büyük bir sorun mu var? Kozmik mikrodalga arka plan radyasyonunun incelenmesi, bilime bunu ortaya koyma fırsatı verdi. Ve daha fazla araştırmanın bunu çözmesi mümkündür.

Gökyüzünün her tarafından Dünya'ya yaklaşık olarak aynı yoğunlukta gelen ve yaklaşık 3 K sıcaklıkta (270 ° C'ye karşılık gelen mutlak Kelvin ölçeğinde 3 derece) siyah cisim radyasyonunun spektrum özelliğine sahip kozmik elektromanyetik radyasyon. Bu sıcaklıkta radyasyonun büyük kısmı santimetre ve milimetre aralığındaki radyo dalgalarından gelir. Kozmik mikrodalga arka plan ışınımının enerji yoğunluğu 0,25 eV/cm3'tür.

Deneysel radyo gökbilimcileri bu radyasyona “kozmik mikrodalga arka plan” (CMB) adını vermeyi tercih ediyorlar. Teorik astrofizikçiler buna sıklıkla "kalıntı radyasyon" diyorlar (terim Rus astrofizikçi I.S. Shklovsky tarafından önerildi), çünkü bugün genel olarak kabul edilen sıcak Evren teorisi çerçevesinde, bu radyasyon bizim genişlememizin erken aşamasında ortaya çıktı. Dünya, maddesinin neredeyse homojen ve çok sıcak olduğu bir dönemde. Bazen bilimsel ve popüler literatürde “üç dereceli kozmik radyasyon” terimini de bulabilirsiniz. Aşağıda bu radyasyona “kalıntı radyasyon” adını vereceğiz.

1965 yılında kozmik mikrodalga arka plan ışınımının keşfi kozmoloji açısından büyük önem taşıyordu; 20. yüzyılın doğa biliminin en önemli başarılarından biri haline geldi. ve elbette galaksilerin spektrumlarındaki kırmızıya kaymanın keşfinden sonra kozmoloji açısından en önemlisi. Zayıf kalıntı radyasyon bize Evrenimizin varlığının ilk anları hakkında, tüm Evrenin sıcak olduğu ve içinde hiçbir gezegenin, yıldızın, galaksinin bulunmadığı o uzak dönem hakkında bilgi sağlar. Son yıllarda yer tabanlı, stratosferik ve uzay gözlemevleri kullanılarak gerçekleştirilen bu radyasyonun ayrıntılı ölçümleri, Evrenin doğuşunun gizeminin üzerindeki perdeyi kaldırıyor.

Zeldovich Ya.B., Novikov I.D. Evrenin yapısı ve evrimi. M., 1975
Kozmoloji: teori ve gözlemler. M., 1978
Weinberg S. İlk üç dakika. Evrenin kökenine ilişkin modern görüş. M., 1981
İpek J. Büyük patlama. Evrenin Doğuşu ve Evrimi. M., 1982
Sunyaev R.A. Mikrodalga arka plan radyasyonu. Kitapta: Uzay Fiziği: Küçük bir ansiklopedi. M., 1986
Dolgov A.D., Zeldovich Ya.B., Sazhin M.V. Erken Evrenin Kozmolojisi. M., 1988
Novikov kimliği. Evrenin Evrimi. M., 1990

Bulmak " SPK RADYASYON"Açık

Evreni incelemek için modern araçların ve en son yöntemlerin kullanılmasına rağmen, onun ortaya çıkışı sorunu hala cevapsız kalıyor. Yaşı göz önüne alındığında bu şaşırtıcı değil: En son verilere göre yaşı 14 ila 15 milyar yıl arasında değişiyor. O zamandan bu yana Evrensel ölçeğin görkemli süreçlerinin bir zamanlar gerçekleştiğine dair çok az kanıtın olduğu açıktır. Bu nedenle kimse kendini hipotezlerle sınırlayarak bir şey iddia etmeye cesaret edemiyor. Ancak bunlardan biri yakın zamanda çok önemli bir argümanla karşılaştı: kozmik mikrodalga arka plan radyasyonu.

1964 yılında, Echo uydusunun radyo gözlemlerini yapan, uygun ultra hassas ekipmanlara erişimi olan tanınmış bir laboratuvarın iki çalışanı, belirli uzay nesnelerinin kendi radyo emisyonlarına ilişkin bazı teorilerini test etmeye karar verdi.

Yer kaynaklı kaynaklardan gelebilecek olası parazitleri filtrelemek için 7,35 cm kullanılmasına karar verildi, ancak anteni açıp ayarladıktan sonra garip bir olay kaydedildi: sabit bir arka plan bileşeni olan belirli bir gürültü kaydedildi. Evren. Dünyanın diğer gezegenlere göre konumuna bağlı değildi, bu da bunlardan veya günün saatinden kaynaklanan radyo paraziti varsayımını anında ortadan kaldırdı. Ne R. Wilson ne de A. Penzias, evrenin kozmik mikrodalga arka plan ışınımını keşfettiklerinin farkına bile varmadı.

Hiçbiri bunu varsaymadığı için, "arka planı" ekipmanın özelliklerine atfederek (o zamanlar kullanılan mikrodalga anteninin en hassas anten olduğunu hatırlamak yeterli), kaydedilen gürültünün açıkça ortaya çıkması için neredeyse tam bir yıl geçti. Evrenin kendisinin bir parçasıydı. Tespit edilen radyo sinyalinin yoğunluğunun, 3 Kelvin sıcaklıktaki radyasyonun yoğunluğuyla neredeyse aynı olduğu ortaya çıktı (1 Kelvin, -273 santigrat dereceye eşittir). Karşılaştırma için sıfır Kelvin, hareketsiz atomlardan oluşan bir nesnenin sıcaklığına karşılık gelir. 500 MHz'den 500 GHz'e kadar değişir.

Şu anda, Princeton Üniversitesi'nden iki teorisyen - R. Dicke ve D. Pibbles, Evrenin gelişiminin yeni modellerine dayanarak, bu tür radyasyonun var olması ve tüm uzaya nüfuz etmesi gerektiğini matematiksel olarak hesapladılar. Söylemeye gerek yok, bu konuyla ilgili dersleri tesadüfen öğrenen Penzias, üniversiteyle temasa geçti ve kozmik mikrodalga arka plan radyasyonunun kaydedildiğini bildirdi.

Big Bang teorisine göre tüm maddeler devasa bir patlama sonucu ortaya çıkmıştır. Bundan sonraki ilk 300 bin yıl boyunca uzay, temel parçacıkların ve radyasyonun bir birleşimiydi. Daha sonra genişleme nedeniyle sıcaklıklar düşmeye başladı ve bu da atomların ortaya çıkmasını mümkün kıldı. Tespit edilen kalıntı radyasyon, o uzak zamanların bir yankısıdır. Evrenin sınırları olmasına rağmen parçacıkların yoğunluğu o kadar yüksekti ki radyasyon "sınırlandı", çünkü parçacıkların kütlesi her türlü dalgayı yansıtarak onların yayılmasını engelliyordu. Ve ancak atomların oluşumu başladıktan sonra uzay dalgalara karşı "şeffaf" hale geldi. Kozmik mikrodalga arka plan radyasyonunun bu şekilde ortaya çıktığına inanılıyor. Şu anda, enerjileri neredeyse 100 kat azalmış olmasına rağmen, uzayın her santimetreküpünde yaklaşık 500 başlangıç ​​kuantumu bulunmaktadır.

CMB radyasyonu Evrenin farklı yerlerinde farklı sıcaklıklara sahiptir. Bunun nedeni, birincil maddenin genişleyen Evrendeki konumundan kaynaklanmaktadır. Gelecekteki maddenin atom yoğunluğunun daha yüksek olduğu yerlerde radyasyonun payı ve dolayısıyla sıcaklığı azaldı. Daha sonra büyük nesneler (galaksiler ve kümeleri) bu yönlerde oluştu.

Kozmik mikrodalga arka plan radyasyonunun incelenmesi, zamanın başlangıcında meydana gelen birçok süreç üzerindeki belirsizlik perdesini kaldırıyor.