Реликтовото излъчване потвърждава. Фоново излъчване на Вселената

Съдържанието на статията

РЕЛИКТНА РАДИАЦИЯ,космическа електромагнитна радиация, пристигаща към Земята от всички страни на небето с приблизително еднакъв интензитет и имаща спектър, характерен за излъчването на абсолютно черно тяло при температура около 3 К (3 градуса по абсолютната скала на Келвин, което съответства на –270 ° C). При тази температура по-голямата част от радиацията пада върху радиовълни в сантиметрови и милиметрови диапазони. Енергийната плътност на реликтното излъчване е 0,25 eV / cm 3.

Експерименталните радиоастрономи предпочитат да наричат това излъчване "космически микровълнов фон" (CMB). Теоретичните астрофизици често го наричат "реликтово лъчение" (терминът е предложен от руския астрофизик И. С. Шкловски), тъй като в рамките на теорията за горещата Вселена, общоприета днес, това излъчване възниква на ранен етап от разширяването на нашия свят , когато веществото му беше практически хомогенно и много горещо. Понякога в научната и популярната литература можете да намерите и термина „триградусова космическа радиация“. По-нататък ще наричаме това излъчване „реликт“.

Откриването през 1965 г. на реликтната радиация е от голямо значение за космологията; става едно от най-важните постижения на естествените науки през 20 век. и далеч най-важният за космологията след откриването на червеното отместване в спектрите на галактиките. Слабото реликтно излъчване ни носи информация за първите моменти от съществуването на нашата Вселена, за онази далечна епоха, когато цялата Вселена беше гореща и в нея нямаше планети, звезди или галактики. Подробните измервания на тази радиация, извършени през последните години с помощта на наземни, стратосферни и космически обсерватории, отварят воала над мистерията на самото раждане на Вселената.

Теория на горещата вселена.

През 1929 г. американският астроном Едуин Хъбъл (1889-1953) открива, че повечето галактики се отдалечават от нас и колкото по-бързо, толкова по-далеч се намира галактиката (законът на Хъбъл). Това се тълкува като общо разширение на Вселената, започнало преди около 15 милиарда години. Възникна въпросът как е изглеждала Вселената в далечното минало, когато галактиките тепърва започват да се отдалечават една от друга, а дори и по-рано. Въпреки че математическият апарат, базиран на общата теория на относителността на Айнщайн и описващ динамиката на Вселената, е създаден през 20-те години на миналия век от Вилем де Ситер (1872–1934), Александър Фридман (1888–1925) и Жорж Леметр (1894–1966), за физическото състояние на Вселената в ранната епоха на нейното развитие е неизвестно. Нямаше дори сигурност, че има определен момент в историята на Вселената, който може да се счита за „начало на разширяването“.

Развитието на ядрената физика през 40-те години на миналия век позволява разработването на теоретични модели на еволюцията на Вселената в миналото, когато нейното вещество е трябвало да бъде компресирано до висока плътност, при която са възможни ядрени реакции. Тези модели преди всичко трябваше да обяснят състава на материята на Вселената, която по това време вече е била достатъчно надеждно измерена от наблюденията на спектрите на звездите: средно те се състоят от 2/3 водород и 1 /3 хелий, а всички други химични елементи взети заедно съставляват не повече от 2%. Познаването на свойствата на вътрешноядрените частици - протони и неутрони - направи възможно да се изчислят варианти на началото на разширяването на Вселената, които се различават по първоначалното съдържание на тези частици и температурата на веществото и излъчването в термодинамично равновесие с то. Всеки от вариантите даде свой собствен състав на първоначалната материя на Вселената.

Ако пропуснем подробностите, тогава има две коренно различни възможности за условията, при които е станало началото на разширяването на Вселената: материята й може да бъде или студена, или гореща. Последиците от ядрените реакции в този случай са коренно различни една от друга. Въпреки че идеята за възможността за горещо минало на Вселената е изразена в ранните му творби от Леметр, исторически възможността за студен старт се смята за първа през 30-те години на миналия век.

В първите предположения се смяташе, че цялата материя във Вселената първоначално съществува под формата на студени неутрони. По-късно се оказа, че подобно предположение противоречи на наблюденията. Факт е, че неутрон в свободно състояние се разпада средно 15 минути след появата си, превръщайки се в протон, електрон и антинеутрино. В разширяващата се Вселена възникналите протони ще започнат да се комбинират с все още оставащите неутрони, образувайки ядрата на атомите на деутерий. Освен това верига от ядрени реакции би довела до образуването на ядра от хелиеви атоми. По-сложните атомни ядра, както показват изчисленията, практически не възникват в този случай. В резултат на това цялата материя ще бъде превърната в хелий. Това заключение е в рязко противоречие с наблюденията на звезди и междузвездна материя. Изобилието от химични елементи в природата отхвърля хипотезата за началото на разширяването на материята под формата на студени неутрони.

През 1946 г. в Съединените щати "гореща" версия на началните етапи на разширяването на Вселената е предложена от физика от руски произход Георги Гъмов (1904-1968). През 1948 г. е публикувана работата на неговите сътрудници Ралф Алфер и Робърт Херман, в която се разглеждат ядрените реакции в гореща материя в началото на космологичното разширение, за да се получи наблюдаваната в момента зависимост между броя на различните химични елементи и техните изотопи. В онези години желанието да се обясни произходът на всички химични елементи чрез техния синтез в първите моменти от еволюцията на материята беше естествено. Факт е, че тогава времето, изминало от началото на разширяването на Вселената, беше погрешно оценено само на 2-4 милиарда години. Това се дължи на надценената стойност на константата на Хъбъл, която следва през онези години от астрономически наблюдения.

Сравнявайки възрастта на Вселената от 2-4 милиарда години с изчислената възраст на Земята - около 4 милиарда години - трябваше да се предположи, че Земята, Слънцето и звездите са образувани от първична материя с готов химичен състав . Смятало се, че този състав не се е променил по някакъв съществен начин, тъй като синтезът на елементи в звездите е бавен процес и не е имало време за неговото осъществяване преди образуването на Земята и други тела.

Следващата ревизия на скалата на извънгалактическите разстояния доведе до ревизия на възрастта на Вселената. Теорията за еволюцията на звездите успешно обяснява произхода на всички тежки елементи (по-тежки от хелия) чрез техния нуклеосинтез в звездите. Вече няма нужда да се обяснява произходът на всички елементи, включително тежките, в ранния етап на разширяването на Вселената. Същността на хипотезата за горещата Вселена обаче се оказа вярна.

От друга страна, съдържанието на хелий в звездите и междузвездния газ е около 30% от масата. Това е много повече, отколкото ядрените реакции в звездите могат да обяснят. Това означава, че хелият, за разлика от тежките елементи, трябва да се синтезира в началото на разширяването на Вселената, но в същото време – в ограничено количество.

Основната идея на теорията на Гамов е именно, че високата температура на веществото предотвратява превръщането на цялата материя в хелий. В момента 0,1 сек след началото на разширяването температурата е била около 30 милиарда К. В такова горещо вещество има много фотони с висока енергия. Плътността и енергията на фотоните са толкова големи, че има взаимодействие на светлината със светлината, което води до създаването на двойки електрон-позитрон. Унищожаването на двойки може от своя страна да доведе до производството на фотони, както и до появата на двойки неутрино и антинеутрино. Този „кипящ котел“ съдържа обикновена материя. Сложните атомни ядра не могат да съществуват при много високи температури. Те моментално биха били разбити от околните енергийни частици. Следователно тежките частици на материята съществуват под формата на неутрони и протони. Взаимодействията с енергийни частици карат неутроните и протоните бързо да се преобразуват един в друг. Реакциите на комбиниране на неутрони с протони обаче не протичат, тъй като полученото ядро на деутерий незабавно се разбива от частици с висока енергия. Така поради високата температура в самото начало веригата се прекъсва, което води до образуването на хелий.

Само когато Вселената, разширявайки се, се охлади до температури под милиард келвини, известно количество от създадения деутерий вече се съхранява и води до синтеза на хелий. Изчисленията показват, че температурата и плътността на веществото могат да се съпоставят така, че към този момент частта от неутроните в веществото да е около 15% от масата. Тези неутрони се комбинират със същия брой протони, за да образуват около 30% хелий. Останалите тежки частици останаха под формата на протони - ядрата на водородните атоми. Ядрените реакции приключват след първите пет минути след началото на разширяването на Вселената. По-късно, когато Вселената се разширява, температурата на нейната материя и радиацията намаляват. От трудовете на Гамов, Алфер и Херман през 1948 г. следва: ако теорията за горещата Вселена предвижда появата на 30% хелий и 70% водород като основни химически елементи на природата, тогава съвременната Вселена трябва неизбежно да бъде изпълнена с остатък („реликва“) от първична гореща радиация и съвременната температура тази реликтна радиация трябва да бъде около 5 K.

Анализът на различни варианти на началото на космологичното разширение обаче не завърши с хипотезата на Гамов. В началото на 60-те години на миналия век е направен гениален опит да се върне към студената версия от Я. Б. Зелдович, който предполага, че първоначалната студена материя се състои от протони, електрони и неутрино. Както показа Зелдович, такава смес при разширяване се превръща в чист водород. Хелият и други химични елементи, според тази хипотеза, са синтезирани по-късно, когато са се образували звездите. Имайте предвид, че по това време астрономите вече знаеха, че Вселената е няколко пъти по-стара от Земята и повечето от звездите около нас, а данните за изобилието на хелий в предзвездната материя все още бяха много несигурни през онези години.

Изглежда, че търсенето на реликтово излъчване може да се превърне в решаващ тест за избор между студени и горещи модели на Вселената. Но по някаква причина, в продължение на много години след предсказанието на Гамов и неговите колеги, никой съзнателно не се опита да открие това излъчване. Открит е съвсем случайно през 1965 г. от радиофизици от американската компания "Бел" Р. Уилсън и А. Пензиас, които са удостоени с Нобелова награда през 1978 г.

Към откриването на реликтово излъчване.

В средата на 60-те години астрофизиците продължават да изучават теоретично горещия модел на Вселената. Изчисляването на очакваните характеристики на реликтното излъчване е извършено през 1964 г. от A.G.Doroshkevich и I.D. Novikov в СССР и независимо от F. Hoyle и R.J. Taylor във Великобритания. Но тези произведения, както и по-ранните произведения на Гамов и колеги, не привлякоха внимание. Но те вече убедително показаха, че реликтната радиация може да се наблюдава. Въпреки изключителната слабост на това излъчване в нашата ера, то, за щастие, се намира в онази област на електромагнитния спектър, където всички други космически източници като цяло излъчват още по-слаби. Следователно целенасоченото търсене на реликтово излъчване трябваше да доведе до неговото откриване, но радиоастрономите не знаеха за това.

Ето какво казва А. Пензиас в своята Нобелова лекция: „Първото публикувано разпознаване на реликтната радиация като откриваем феномен в радиообхвата се появява през пролетта на 1964 г. в кратка статия на А. Г. Дорошкевич и И. Д. Новиков, озаглавена Средна плътност на радиация в Метагалактиката и някои въпроси на релативистката космология... Въпреки че английският превод се появи през същата година, малко по-късно, в познатото списание „Съветска физика – Доклади“, статията очевидно не привлече вниманието на други специалисти в тази област. Тази забележителна статия не само извежда спектъра на CMB като феномен на вълна от черно тяло, но също така ясно се фокусира върху 20-футовия рог рефлектор в Bell Laboratories в Crawford Hill като най-подходящия инструмент за откриването му! (цит. от: Шаров А.С., Новиков И.Д. Човекът, който открива експлозията на Вселената: Животът и работата на Едуин Хъбъл... М., 1989).

За съжаление тази статия остана незабелязана нито от теоретиците, нито от наблюдателите; не стимулира търсенето на реликтово излъчване. Историците на науката все още се чудят защо дълги години никой не се е опитвал съзнателно да търси радиацията на горещата Вселена. Любопитно е, че минало това откритие - едно от най-големите до 20-ти век. - учените минаха няколко пъти, без да го забележат.

Например реликтната радиация може да бъде открита още през 1941 г. Тогава канадският астроном Е. Маккелар анализира абсорбционните линии, причинени в спектъра на звездата Зета Змееносец от междузвездни молекули цианоген. Той стигна до заключението, че тези линии във видимата област на спектъра могат да възникнат само когато светлината се абсорбира от въртящи се цианогенни молекули и тяхното въртене трябва да се възбужда от радиация с температура около 2,3 K. Разбира се, никой не би могъл да има помисли тогава, че възбуждането на ротационните нива на тези молекули се причинява от реликтово излъчване. Едва след откриването му през 1965 г. са публикувани трудовете на ISShklovsky, J. Field и др., в които е показано, че възбуждането на въртенето на междузвездни молекули цианоген, чиито линии се наблюдават ясно в спектрите на много звезди, е причинена именно от реликтната радиация.

Още по-драматична история се разиграва в средата на 50-те години. Тогава младият учен Т. А. Шмаонов, под ръководството на известните съветски радиоастрономи С. Е. Хайкин и Н. Л. Кайдановски, измерва радио излъчване от космоса при дължина на вълната 32 см. Тези измервания са извършени с помощта на рупорна антена, подобна на използваната много години по-късно от Пензиас и Уилсън. Шмаонов внимателно проучи възможната намеса. Разбира се, по това време той все още нямаше толкова чувствителни приемници, които по-късно се появиха в ръцете на американците. Резултатите от измерванията на Шмаонов са публикувани през 1957 г. в неговата докторска дисертация и в сп. "Инструменти и експериментални техники". Изводът от тези измервания беше следният: „Оказа се, че абсолютната стойност на ефективната температура на фоновото радио излъчване... е равна на 4 ± 3 K“. Шмаонов отбеляза независимостта на интензитета на радиация от посоката в небето и от времето. Въпреки че грешките при измерването бяха големи и няма нужда да говорим за някаква надеждност на числото 4, сега ни е ясно, че Шмаонов е измервал точно реликтното излъчване. За съжаление нито той самият, нито други радиоастрономи знаеха нищо за възможността за съществуване на реликтово излъчване и не придадоха необходимото значение на тези измервания.

Най-накрая, около 1964 г., известният експериментален физик от Принстън (САЩ) Робърт Дике умишлено подходи към този проблем. Въпреки че разсъжденията му се основават на теорията за "осцилиращата" вселена, която многократно изпитва разширяване и свиване, Дике ясно разбира необходимостта от търсене на реликтово излъчване. По негова инициатива в началото на 1965 г. младият теоретик F.J.E. Peebles извършва необходимите изчисления и P.G. Roll и D.T. Wilkinson започват да изграждат малка антена с нисък шум на покрива на лабораторията по физика на Палмър в Принстън. Не е необходимо да се използват големи радиотелескопи за търсене на фонова радиация, тъй като радиацията идва от всички посоки. Няма какво да спечелите от факта, че голяма антена фокусира лъча върху по-малка площ от небето. Но групата на Дике не успя да направи планираното откритие: когато оборудването им вече беше готово, те трябваше само да потвърдят откритието, случайно направено от други предния ден.

Откриването на реликтовата радиация.

През 1960 г. в Крауфорд Хил, Холмдел (Ню Джърси, САЩ) е построена антена за приемане на радиосигнали, отразени от спътника Ехо-балон. До 1963 г. тази антена вече не е била необходима за работа със спътник и радиофизиците Робърт Удроу Уилсън (р. 1936 г.) и Арно Елан Пензиас (р. 1933 г.) от лабораторията на Bell Telephone решават да я използват за радиоастрономически наблюдения. Антената беше 20-футов клаксон. Заедно с най-съвременния приемник, този радиотелескоп по онова време беше най-чувствителният инструмент в света за измерване на радиовълни, идващи от широки области в небето. На първо място, трябваше да се измери радиоизлъчването на междузвездната среда на нашата Галактика при дължина на вълната 7,35 см. Арно Пензиас и Робърт Уилсън не знаеха за теорията за горещата Вселена и нямаше да търсят реликтно излъчване .

За точно измерване на радиоизлъчването от Галактиката беше необходимо да се вземат предвид всички възможни смущения, причинени от радиация от земната атмосфера и земната повърхност, както и смущенията, възникващи в антената, електрическите вериги и приемниците. Предварителните тестове на приемната система показаха малко повече шум от очакваното от изчисленията, но изглеждаше правдоподобно това да се дължи на лек излишък на шум в усилвателните вериги. За да облекчат тези проблеми, Пензиас и Уилсън използваха устройство, известно като "студено натоварване": сигналът, идващ от антената, се сравнява със сигнала от изкуствен източник, охладен с течен хелий при около четири градуса над абсолютната нула (4K). И в двата случая електрическият шум в усилвателните вериги трябва да е еднакъв и следователно разликата, получена при сравнение, дава силата на сигнала от антената. Този сигнал съдържа принос само от подредбата на антената, земната атмосфера и астрономическия източник на радиовълни, влизащи в зрителното поле на антената.

Пензиас и Уилсън очакваха много малък електрически шум от антенното устройство. Въпреки това, за да проверят това предположение, те започнаха своите наблюдения при относително къса дължина на вълната от 7,35 cm, при която радио шумът от Галактиката трябва да бъде незначителен. Естествено, при тази дължина на вълната и от земната атмосфера се очакваше някакъв вид радиошум, но този шум трябва да има характерна зависимост от посоката: той трябва да е пропорционален на дебелината на атмосферата в посоката, в която гледа антената: леко по-малко към зенита, малко повече към посоката на хоризонта. Очакваше се, че след изваждане на члена на атмосферната посока няма да има значителен сигнал от антената и това ще потвърди, че електрическият шум, генериран от антенното устройство, е незначителен. След това ще може да се започне изучаването на самата Галактика при дълги дължини на вълната - около 21 см, където излъчването на Млечния път е доста забележимо. (Обърнете внимание, че радиовълните с дължина от сантиметри или дециметри, до 1 метър, обикновено се наричат „микровълнова радиация“. Това име е дадено, защото тези дължини на вълните са по-къси от тези на ултракъсите вълни, използвани в радарите в началото на света Втората война..)

За тяхна изненада Пензиас и Уилсън откриват през пролетта на 1964 г., че получават доста забележимо количество независим от посоката микровълнов шум на 7,35 см. Те открили, че този "статичен фон" не се променя с времето на деня, а по-късно установили, че не зависи от времето на годината. Следователно, това не може да бъде радиация на Галактиката, защото в този случай нейният интензитет ще се промени в зависимост от това дали антената гледа по равнината на Млечния път или напречно. Освен това, ако беше радиация от нашата Галактика, тогава голямата спирална галактика M 31 в Андромеда, подобна в много отношения на нашата, също би трябвало да излъчва силно при дължина на вълната от 7,35 cm, но това не се наблюдава. Липсата на каквато и да е вариация в посоката на наблюдавания микровълнов шум беше много сериозна индикация, че тези радиовълни, ако наистина съществуват, не идват от Млечния път, а от много по-голям обем от Вселената.

За изследователите беше ясно, че е необходимо да се провери отново дали самата антена може да произвежда повече електрически шум от очакваното. По-специално, беше известно, че двойка гълъби се сгуши в рога на антената. Те бяха заловени, изпратени по пощата до сайта на Бел в Уипани, освободени, преоткрити няколко дни по-късно на мястото на тяхната антена, заловени отново и накрая успокоени с по-решителни средства. Въпреки това, по време на наема, гълъбите покриват вътрешността на антената с това, което Пензиас нарича "бял диелектричен материал", който може да бъде източник на електрически шум при стайна температура. В началото на 1965 г. рогът на антената беше премахнат и цялата мръсотия беше почистена, но това, както всички други трикове, доведе до много малко намаляване на наблюдаваното ниво на шум.

Когато всички източници на смущения бяха внимателно анализирани и взети под внимание, Пензиас и Уилсън бяха принудени да заключат, че радиацията идва от космоса и от всички посоки с еднаква интензивност. Оказа се, че пространството излъчва, сякаш е нагрято до температура от 3,5 келвина (по-точно постигнатата точност ни позволи да заключим, че „температурата на пространството“ е от 2,5 до 4,5 келвина). Трябва да се отбележи, че това е много фин експериментален резултат: например, ако брикет от сладолед се постави пред антенен клаксон, тогава той ще свети в радиообхвата, 22 милиона пъти по-ярък от съответната част на небето . Размишлявайки върху неочаквания резултат от своите наблюдения, Пензиас и Уилсън отделиха време да публикуват. Но събитията се развиха против тяхната воля.

Случи се така, че Пензиас се обади на приятеля си Бърнард Бърк от Масачузетския технологичен институт по съвсем друга причина. Бърк наскоро беше чул от своя колега Кен Тсрнер от Института Карнеги за беседа, която беше чул в университета Джон Хопкинс от теоретика от Принстън Фил Пийблслм, под ръководството на Робърт Дике. В този разговор Пийбълс твърди, че трябва да има фонов радио шум, останал от ранната Вселена и сега има еквивалентна температура от около 10 K.

Пензиас се обади на Дика и двата изследователски екипа се срещнаха. На Робърт Дике и неговите колеги Ф. Пийбълс, П. Рол и Д. Уилкинсън става ясно, че А. Пензиас и Р. Уилсън са открили реликтното излъчване на горещата Вселена. Учените решават едновременно да публикуват две писма в престижното списание Astrophysical Journal. През лятото на 1965 г. са публикувани и двете произведения: Пензиас и Уилсън за откриването на реликтно излъчване и Дике и колеги - с обяснението му с помощта на теорията за горещата вселена. Очевидно не напълно убедени в космологичната интерпретация на своето откритие, Пензиас и Уилсън дадоха на бележката си скромно заглавие: Измерване на излишната температура на антената при 4080 MHz... Те просто декларират, че „измерванията на ефективната зенитна шумова температура... дават стойност с 3,5 K по-висока от очакваната“ и избягват всяко споменаване на космологията, с изключение на фразата, че „едно възможно обяснение за наблюдаваната свръх шумова температура е дадено от Дике , Пийбълс, Рол и Уилкинсън в придружително писмо в същия брой на списанието."

През следващите години бяха извършени множество измервания при различни дължини на вълната от десетки сантиметри до част от милиметъра. Наблюденията показват, че спектърът на реликтното лъчение съответства на формулата на Планк, както би трябвало да бъде за излъчване с определена температура. Беше потвърдено, че тази температура е около 3 К. Направено е забележително откритие, доказващо, че Вселената е била гореща в началото на разширяването.

Такова е сложното преплитане на събития, което кулминира с откриването на горещата Вселена от Пензиас и Уилсън през 1965 г. Установяването на факта за свръхвисока температура в началото на разширяването на Вселената е отправна точка на най-важните изследвания, водещи към разкриването не само на астрофизичните тайни, но и на тайните на структурата на материята.

Най-точните измервания на реликтната радиация са извършени от космоса: това са експериментът Relikt на съветския спътник Prognoz-9 (1983-1984) и експериментът DMR (Differential Microwave Radiometer) на американския спътник COBE (Cosmic Background Explorer, Ноември 1989-1993 г.). Последното даде възможност да се определи най-точно температурата на реликтното излъчване: 2,725 ± 0,002 K.

Микровълнов фон като "нов етер".

И така, спектърът на реликтното лъчение с много висока точност съответства на излъчването на абсолютно черно тяло (т.е. описва се с формулата на Планк) с температура T = 2,73 K. Въпреки това, малко (около 0,1%) се наблюдават отклонения от тази средна температура, в зависимост от това в коя посока на небето се прави измерването. Факт е, че реликтното излъчване е изотропно само в координатната система, свързана с цялата система от разсейващи галактики, в така наречената „придружаваща референтна система“, която се разширява с Вселената. Във всяка друга координатна система интензитетът на излъчване зависи от посоката. Това се причинява преди всичко от движението на измервателното устройство спрямо CMB: ефектът на Доплер кара фотоните, летящи към устройството, да "посиняват" и фотоните, които го настигат.

В този случай измерената температура в сравнение със средната (T 0) зависи от посоката на движение: T = T 0 (1 + (v / c) cos и), където v е скоростта на устройството в координатната система, свързана с реликтното излъчване; c - скорост на светлината, и- ъгълът между вектора на скоростта и посоката на наблюдение. На фона на равномерно разпределение на температурата се появяват два "полюса" - топло по посока на движението и хладно в обратна посока. Следователно това отклонение от еднородността се нарича "дипол". Диполният компонент в разпределението на CMB е открит по време на наземни наблюдения: в посоката на съзвездието Лъв температурата на това излъчване се оказва с 3,5 mK по-висока от средната, а в обратната посока (съзвездие Водолей) със същото количество под средното. Следователно ние се движим спрямо реликтната радиация със скорост от около 400 km / s. Точността на измерването се оказа толкова висока, че бяха открити дори годишни вариации в диполната съставка, причинени от въртенето на Земята около Слънцето със скорост от 30 km/s.

Измерванията от изкуствени земни спътници значително подобриха тези данни. По данни на COBE, след като се вземе предвид орбиталното движение на Земята, се оказва, че Слънчевата система се движи по такъв начин, че амплитудата на диполната компонента на температурата на реликтното излъчване D T = 3,35 mK; това съответства на скорост на движение V = 366 km / s. Слънцето се движи спрямо излъчване в посока на границата на съзвездията Лъв и Чаша, до точка с екваториални координати a = 11 h 12 m и d = –7,1 ° (епоха J2000); което съответства на галактическите координати l = 264,26 ° и b = 48,22 °. Като се вземе предвид движението на самото Слънце в Галактиката показва, че спрямо всички галактики в Местната група, Слънцето се движи със скорост от 316 ± 5 km/s в посока л 0 = 93 ± 2 ° и б 0 = –4 ± 2 °. Следователно движението на самата Местна група спрямо реликтната радиация става със скорост от 635 km / s в посока около л= 269 ° и б= + 29°. Това е приблизително 45° спрямо посоката към центъра на купа от галактики Дева.

Изучаването на движенията на галактиките в още по-голям мащаб показва, че наборът от близки галактически купове (119 клъстера от каталога на Абел в рамките на 200 Mpc от нас) се движи като цяло спрямо реликтната радиация със скорост от около 700 km/s. Така нашият квартал на Вселената се носи в морето от реликтна радиация със значителна скорост. Астрофизиците многократно са обръщали внимание на факта, че самото съществуване на реликтното излъчване и свързаната с него референтна система отрежда на това излъчване ролята на „нов етер“. Но в това няма нищо мистично: всички физически измервания в тази референтна система са еквивалентни на измервания във всяка друга инерциална отправна система. (Обсъждане на проблема за "новия етер" във връзка с принципа на Мах може да се намери в книгата: Зелдович Я.Б., Новиков И.Д. Структурата и еволюцията на Вселената.М., 1975).

CMB анизотропия.

Температурата на CMB е само един от неговите параметри, описващи ранната Вселена. В свойствата на това излъчване има и други ясни следи от много ранна ера в еволюцията на нашия свят. Астрофизиците намират тези следи чрез анализ на спектъра и пространствената нехомогенност (анизотропия) на CMB.

Според теорията на горещата Вселена, след около 300 хиляди години след началото на разширяването, температурата на веществото и свързаната с него радиация намалява до 4000 К. При тази температура фотоните вече не могат да йонизират водородните и хелиевите атоми . Следователно в тази епоха, съответстваща на червеното отместване z = 1400, горещата плазма се рекомбинира, в резултат на което плазмата се превръща в неутрален газ. Тогава, разбира се, нямаше галактики и звезди. Те са възникнали много по-късно.

След като стана неутрален, газът, изпълващ Вселената, се оказа практически прозрачен за реликтното излъчване (въпреки че по това време това не бяха радиовълни, а светлина от видимия и близкия инфрачервен диапазон). Следователно древното излъчване достига до нас почти безпрепятствено от дълбините на пространството и времето. Но въпреки това по пътя той изпитва известни влияния и като археологически обект носи следи от исторически събития.

Например, в епохата на рекомбинация, атомите излъчват много фотони с енергия от порядъка на 10 eV, което е десетки пъти по-високо от средната енергия на фотоните на равновесното излъчване от тази епоха (при T = 4000 K такива енергийни фотони са изключително малки, от порядъка на една милиардна от общия им брой). Следователно, рекомбинационното лъчение трябва силно да изкриви спектъра на Планк на реликтното лъчение в диапазона на дължината на вълната от около 250 μm. Вярно е, че изчисленията показват, че силното взаимодействие на радиацията с материята ще доведе до факта, че освободената енергия ще се „разпръсне“ главно в широк диапазон от спектъра и няма да го изкриви значително, но бъдещите точни измервания ще могат да забележат това изкривяване също.

Много по-късно, в епохата на образуване на галактики и първото поколение звезди (при z ~ 10), когато огромна маса от вече почти охладена материя отново претърпя значително нагряване, спектърът на CMB може да се промени отново, тъй като, разсейвайки се върху горещо електрони, фотоните с ниска енергия увеличават своята енергия (т.нар. „обратен ефект на Комптън“). И двата по-горе ефекта изкривяват спектъра на реликтното лъчение в неговата късовълнова област, която все още е най-малко проучена.

Въпреки че в нашата ера по-голямата част от обикновената материя е плътно опакована в звезди, а тези в галактиките, въпреки това, близо до нас, реликтното излъчване може да изпита забележимо изкривяване на спектъра, ако лъчите му преминават през голям куп галактики по пътя си към Земята. Обикновено такива клъстери са пълни с разреден, но много горещ междугалактически газ с температура около 100 милиона К. Разсейвайки се върху бързи електрони на този газ, нискоенергийните фотони увеличават своята енергия (същият обратен ефект на Комптон) и преминават от ниските -честота, Rayleigh-Jeans област на спектъра към високочестотна, vin област. Този ефект е предсказан от Р. А. Суняев и Я. Б. Зельдович и е открит от радиоастрономи в посока на много галактически купове под формата на намаляване на радиационната температура в спектралната област на Рейли-Джинс с 1–3 mK. Ефектът Суняев - Зелдович е открит първи сред ефектите, които създават анизотропията на реликтното лъчение. Сравнението на неговата величина с рентгеновата осветеност на галактическите купове даде възможност за независимо определяне на константата на Хъбъл (H = 60 ± 12 km / s / Mpc).

Да се върнем към ерата на рекомбинацията. На по-малко от 300 000 години Вселената беше почти хомогенна плазма, трепереща от звук или по-скоро инфразвукови вълни. Изчисленията на космолозите казват, че тези вълни на компресия и разширяване на материята генерират флуктуации в плътността на радиацията в непрозрачна плазма и следователно сега те трябва да бъдат открити като леко забележимо "набъбване" в почти хомогенна реликтна радиация. Следователно днес той трябва да дойде на Земята от различни посоки с малко по-различен интензитет. В случая не говорим за тривиалната диполна анизотропия, причинена от движението на наблюдателя, а за вариациите на интензитета, които всъщност са присъщи на самото излъчване. Тяхната амплитуда трябва да бъде изключително малка: около една стохилядна от самата радиационна температура, т.е. около 0,00003 К. Те са много трудни за измерване. Първите опити за определяне на големината на тези малки флуктуации в зависимост от посоката на небето са направени веднага след откриването на самото реликтно излъчване през 1965 г. По-късно те не спират, но откриването става едва през 1992 г. с помощта на оборудване, отстранено от Земята. У нас такива измервания бяха извършени в експеримента Relikt, но тези малки флуктуации бяха по-уверено записани от американския спътник COBE (фиг. 1).

Напоследък бяха проведени и планирани много експерименти за измерване на амплитудата на флуктуациите на реликтното излъчване в различни ъглови скали - от градуси до секунди на дъгата. Различни физически явления, случили се в първите моменти от живота на Вселената, трябваше да оставят своя характерен отпечатък в излъчването, идващо при нас. Теорията предвижда определена връзка между размерите на горещите и студените точки в интензитета на CMB и тяхната относителна яркост. Зависимостта е много особена: съдържа информация за процесите на раждането на Вселената, за случилото се веднага след раждането, както и за параметрите на настоящата Вселена.

Ъгловата разделителна способност на първите наблюдения - в експериментите Relikt-2 и COBE - беше много лоша, около 7 °, така че информацията за флуктуациите в реликтното излъчване беше непълна. През следващите години същите наблюдения се извършват както с наземни радиотелескопи (у нас за целта се използва инструментът RATAN-600 с празен отвор 600 m в диаметър), така и с радиотелескопи, които са повдигнати в балони в горните слоеве на атмосферата.

Основна стъпка в изследването на анизотропията на CMB беше експериментът BOOMERANG, извършен от учени от САЩ, Канада, Италия, Англия и Франция с помощта на безпилотен балон на НАСА (САЩ) с обем 1 милион кубически метра, който от 29 декември От 1998 г. до 9 януари 1999 г. изпълни кръг на височина 37 км около Южния полюс и след като прелетя около 10 хиляди км, пусна гондола с инструменти с парашут на 50 км от мястото на изстрелване. Наблюденията са проведени с субмилиметров телескоп с основно огледало с диаметър 1,2 m, във фокуса на който е поставена система от болометри, охладени до 0,28 K, които измерват фона в четири честотни канала (90, 150, 240 и 400 GHz) с ъглова разделителна способност 0,2–0, 3 градуса. По време на полета наблюденията обхванаха около 3% от небесната сфера.

Температурните нехомогенности на реликтното излъчване, записани в експеримента с Бумеранг с характерна амплитуда от 0,0001 K, потвърдиха правилността на „акустичния“ модел и показаха, че четириизмерната геометрия на пространство-времето на Вселената може да се счита за плоска. Получената информация също така позволи да се съди за състава на Вселената: беше потвърдено, че обикновената барионна материя, от която са съставени звезди, планети и междузвезден газ, е само около 4% от масата; а останалите 96% са затворени в все още неизвестни форми на материя.

Експериментът Boomerang беше прекрасно допълнен от подобен експеримент, наречен MAXIMA (Millimeter Anisotropy eXperiment IMAging Array), извършен главно от учени от САЩ и Италия. Тяхното оборудване, което лети в стратосферата през август 1998 г. и юни 1999 г., изследва по-малко от 1% от небесната сфера, но с висока ъглова разделителна способност: около 5. „Балонът извършва нощни полети над континенталната част на Съединените щати. Главното огледало на телескопа имаше диаметър 1,3 м. Приемната част на оборудването се състоеше от 16 детектора, покриващи 3 честотни диапазона, вторичните огледала бяха охладени до криогенна температура, а болометрите дори до 0,1 К. Такава ниска температура можеше да се поддържа за до 40 часа, което ограничава продължителността на полета.

Експериментът MAXIMA разкри фин „набъбване“ в ъгловото разпределение на температурата на CMB. Неговите данни бяха допълнени от наблюдения на наземната обсерватория с помощта на интерферометър DASI (Degree Angular Scale Interferometer), инсталиран от радиоастрономи в Чикагския университет (САЩ) на Южния полюс. Този 13-елементен криогенен интерферометър, наблюдаван в десет честотни канала в диапазона 26-36 GHz и разкрива още по-малки флуктуации на CMB, а зависимостта на тяхната амплитуда от ъгловия размер добре потвърждава теорията за акустични трептения, наследени от младата Вселена .

Освен измерване на интензитета на реликтовата радиация от земната повърхност са планирани и космически експерименти. През 2007 г. се планира изстрелването в космоса на радиотелескопа Planck (Европейска космическа агенция). Неговата ъглова разделителна способност ще бъде значително по-висока, а чувствителността му е около 30 пъти по-добра, отколкото в експеримента COBE. Затова астрофизиците се надяват, че ще бъдат изяснени много факти за началото на съществуването на нашата Вселена (виж фиг. 1).

Владимир Сурдин

литература:

Зелдович Я.Б., Новиков И.Д. Структурата и еволюцията на Вселената... М., 1975г
Космология: теория и наблюдение... М., 1978 г
Вайнберг С. Първите три минути. Съвременен възглед за произхода на Вселената... М., 1981
Силк Дж. Голям взрив. Раждането и еволюцията на Вселената... М., 1982г
Суняев Р.А. Микровълнова фонова радиация... - В книгата: Космическа физика: Малка енциклопедия. М., 1986
Долгов А.Д., Зелдович Я.Б., Сажин М.В. Космология на ранната вселена... М., 1988 г
Новиков И.Д. Еволюция на Вселената... М., 1990г

космическа електромагнитна радиация, пристигаща към Земята от всички страни на небето с приблизително еднакъв интензитет и имаща спектър, характерен за излъчването на абсолютно черно тяло при температура около 3 К (3 градуса по абсолютната скала на Келвин, което съответства на –270 ° C). При тази температура по-голямата част от радиацията пада върху радиовълни в сантиметрови и милиметрови диапазони. Енергийната плътност на реликтното излъчване е 0,25 eV / cm 3.

Намирам " РЕЛИКТНА РАДИАЦИЯ" На

Реликтна радиация

Екстрагалактическата микровълнова радиация се появява в честотния диапазон от 500 MHz до 500 GHz, което съответства на дължини на вълната от 60 cm до 0,6 mm. Тази фонова радиация носи информация за процесите, протичали във Вселената преди образуването на галактики, квазари и други обекти. Това излъчване, наречено реликт, е открито през 1965 г., въпреки че е предсказано още през 40-те години от Георги Гъмов и изучавано от астрономите в продължение на десетилетия.

В разширяващата се Вселена средната плътност на материята зависи от времето – в миналото тя е била по-висока. Въпреки това, по време на разширяването се променя не само плътността, но и топлинната енергия на веществото, което означава, че в ранния етап на разширяване Вселената е била не само плътна, но и гореща. В резултат на това в наше време трябва да се наблюдава остатъчна радиация, чийто спектър е същият като спектъра на абсолютно твърдо тяло и това излъчване трябва да бъде силно изотропно. През 1964 г. А. А. Пензиас и Р. Уилсън, докато тестват чувствителна радиоантена, откриват много слабо фоново микровълново излъчване, от което не могат да се отърват по никакъв начин. Температурата му се оказа равна на 2,73 К, което е близо до прогнозираната стойност. От експерименти за изследване на изотропията беше показано, че източникът на микровълновата фонова радиация не може да се намира вътре в Галактиката, тъй като тогава концентрацията на радиация към центъра на Галактиката е трябвало да се наблюдава. Източникът на радиация не може да бъде разположен вътре в Слънчевата система, т.к ще се наблюдава дневна промяна в интензитета на радиация. Следователно беше направено заключението, че тази фонова радиация е извънгалактична по природа. Така хипотезата за гореща Вселена получи основа за наблюдение.

За да разберем природата на реликтното излъчване, е необходимо да се обърнем към процесите, които са се случили в ранните етапи на разширяването на Вселената. Нека разгледаме как се промениха физическите условия във Вселената по време на разширяването.

Сега всеки кубичен сантиметър пространство съдържа около 500 реликтни фотона и в този обем има много по-малко материя. Тъй като съотношението на броя на фотоните към броя на барионите в процеса на разширяване се запазва, но енергията на фотоните по време на разширяването на Вселената намалява с времето поради червеното изместване, можем да заключим, че някъде в миналото, енергийната плътност на радиацията е по-голяма от енергийната плътност на частиците материя. Това време се нарича радиационен етап в еволюцията на Вселената. Етапът на радиация се характеризира с равенството на температурата на веществото и радиацията. В онези дни радиацията напълно определя естеството на разширяването на Вселената. Приблизително един милион години след началото на разширяването на Вселената температурата пада до няколко хиляди градуса и електроните, които преди са били свободни частици, се рекомбинират с протони и хелиеви ядра, т.е. образуването на атоми. Вселената е станала прозрачна за радиация и именно тази радиация сега улавяме и наричаме реликт. Вярно е, че оттогава, поради разширяването на Вселената, фотоните са намалили енергията си около 100 пъти. Образно казано, квантите на CMB "уловиха" епохата на рекомбинация и носят пряка информация за далечното минало.

След рекомбинация материята за първи път започна да се развива независимо, независимо от радиацията и в нея започнаха да се появяват тюлени - ембрионите на бъдещите галактики и техните купове. Ето защо е толкова важно учените да експериментират върху изучаването на свойствата на реликтното лъчение – неговия спектър и пространствени флуктуации. Техните усилия не бяха напразни: в началото на 90-те години. Руският космически експеримент "Реликт-2" и американският "Кобе" откриха разлики в температурата на реликтовата радиация на съседните райони на небето, като отклонението от средната температура е само около една хилядна от процента. Тези температурни вариации носят информация за отклонението на плътността на веществото от средната стойност през епохата на рекомбинация. След рекомбинация материята във Вселената беше разпределена почти равномерно, а когато плътността беше дори малко по-висока от средната, привличането беше по-силно. Именно вариациите на плътността впоследствие доведоха до образуването на мащабни структури, наблюдавани във Вселената, купове от галактики и отделни галактики. Според съвременните схващания, първите галактики трябва да са се образували в ера, която съответства на червените отмествания от 4 до 8.

Има ли шанс да погледнем още по-навътре в ерата преди рекомбинацията? До момента на рекомбинация именно налягането на електромагнитното излъчване създава гравитационното поле, което забавя разширяването на Вселената. На този етап температурата варира обратно пропорционално на квадратния корен от времето, изминало от началото на разширяването. Нека разгледаме последователно различните етапи от разширяването на ранната Вселена.

При температура от около 1013 Келвина във Вселената се раждат и унищожават двойки различни частици и античастици: протони, неутрони, мезони, електрони, неутрино и др. Когато температурата падне до 5 * 1012 К, почти всички протони и неутрони се унищожават , превръщайки се в радиационни кванти; имаше само такива, за които нямаше "достатъчно" античастици. Именно от тези „излишни“ протони и неутрони се състои основно веществото на съвременната наблюдаема Вселена.

При T = 2 * 1010 K всепроникващите неутрино престават да взаимодействат с материята - от този момент е трябвало да има "реликтов неутрино фон", който може да бъде открит в хода на бъдещи експерименти с неутрино.

Всичко, което току-що беше казано, се случи при свръхвисоки температури в първата секунда след началото на разширяването на Вселената. Няколко секунди след момента на „раждането” на Вселената започва ерата на първичен нуклеосинтез, когато се образуват ядра от деутерий, хелий, литий и берилий. То продължи около три минути, а основният му резултат беше образуването на хелиеви ядра (25% от масата на цялата материя във Вселената). Останалите елементи, по-тежки от хелия, представляват незначителна част от веществото - около 0,01%.

След епохата на нуклеосинтеза и преди епохата на рекомбинация (около 106 години) Вселената тихо се разширяваше и охлаждаше, а след това – стотици милиони години след началото – се появяват първите галактики и звезди.

През последните десетилетия развитието на космологията и физиката на елементарните частици направи възможно теоретично да се разгледа самият начален, „свръх плътен“ период на разширяването на Вселената. Оказва се, че в самото начало на разширяването, когато температурата е била невероятно висока (повече от 1028 K), Вселената може да бъде в специално състояние, в което се разширява с ускорение, а енергията на единица обем остава постоянна. Този етап на експанзия се нарича инфлационен. Такова състояние на материята е възможно при едно условие - отрицателно налягане. Етапът на свръхбърза инфлационна експанзия обхваща малък период от време: той завършва за около 10–36 s. Смята се, че истинското „раждане” на елементарните частици на материята във вида, в който ги познаваме сега, е станало непосредствено след края на инфлационния етап и е причинено от разпадането на хипотетичното поле. След това разширяването на Вселената продължи по инерция.

Хипотезата за инфлационната Вселена отговаря на редица важни въпроси на космологията, които доскоро се смятаха за необясними парадокси, по-специално на въпроса за причината за разширяването на Вселената. Ако в своята история Вселената наистина е преминала през епоха, когато е имало голямо отрицателно налягане, тогава гравитацията неизбежно трябва да предизвика не привличане, а взаимно отблъскване на материалните частици. А това означава, че Вселената започна да се разширява бързо, експлозивно. Разбира се, моделът на инфлационна Вселена е само хипотеза: дори за непряка проверка на нейните позиции са необходими устройства, които просто все още не са създадени. Въпреки това, идеята за ускореното разширяване на Вселената в най-ранния етап от нейната еволюция е станала твърдо установена в съвременната космология.

Говорейки за ранната Вселена, ние изведнъж се пренасяме от най-големите космически мащаби в областта на микросвета, която се описва от законите на квантовата механика. Физиката на елементарните частици и свръхвисоките енергии е тясно преплетена в космологията с физиката на гигантските астрономически системи. Тук най-големият и най-малкият се сливат един с друг. Това е невероятната красота на нашия свят, пълен с неочаквани взаимовръзки и дълбоко единство.

Проявите на живота на Земята са изключително разнообразни. Животът на Земята е представен от ядрени и предядрени, едноклетъчни и многоклетъчни същества; многоклетъчните организми от своя страна са представени от гъби, растения и животни. Всяко от тези царства обединява различни типове, класове, порядки, семейства, родове, видове, популации и индивиди.

В цялото привидно безкрайно разнообразие от живи същества могат да се разграничат няколко различни нива на организация на живите същества: молекулярно, клетъчно, тъканно, органно, онтогенетично, популационно, видово, биогеоценотично, биосферно. Изброените нива са подчертани за по-лесно изучаване. Ако се опитаме да идентифицираме основните нива, отразяващи не толкова нивата на изучаване, колкото нивата на организация на живота на Земята, тогава основните критерии за такъв подбор трябва да бъдат признати като наличието на специфични елементарни, дискретни структури и елементарни явления . При този подход се оказва необходимо и достатъчно да се отделят молекулярно-генетични, онтогенетични, популационни и биогеоценотични нива (Н. В. Тимофеев-Ресовски и др.).

Молекулярно генетично ниво. При изучаването на това ниво очевидно е постигната най-голяма яснота при дефинирането на основни понятия, както и при идентифицирането на елементарни структури и явления. Развитието на хромозомната теория за наследствеността, анализът на мутационния процес, изследването на структурата на хромозомите, фагите и вирусите разкриха основните характеристики на организацията на елементарните генетични структури и свързаните с тях явления. Известно е, че основните структури на това ниво (кодове на наследствена информация, предавана от поколение на поколение) са ДНК, диференцирана по дължина в кодови елементи – триплети от азотни бази, които образуват гени.

Гените на това ниво на организация на живота представляват елементарни единици. Основните елементарни явления, свързани с гените, могат да се считат за техните локални структурни промени (мутации) и прехвърлянето на съхраняваната в тях информация към вътреклетъчните контролни системи.

Конвариантната редупликация се осъществява по принципа на матрицата чрез разкъсване на водородните връзки на двойната спирала на ДНК с участието на ензима ДНК полимераза. След това всяка от веригите изгражда съответна верига за себе си, след което новите вериги са комплементарни една на друга Пиримидиновите и пуриновите бази на комплементарните вериги се държат заедно чрез водородни връзки помежду си чрез ДНК полимераза. Този процес е много бърз. Така самосглобяването на ДНК на E. coli (Escherichia coli), която се състои от около 40 хиляди базови двойки, отнема само 100 s. Генетичната информация се пренася от ядрото чрез тРНК молекули в цитоплазмата до рибозомите и там участва в синтеза на протеини. Протеин, съдържащ хиляди аминокиселини, се синтезира в жива клетка за 5-6 минути и по-бързо в бактериите.

Основните системи за управление, както при конвариантна репликация, така и при вътреклетъчното предаване на информация, използват "матричния принцип", т.е. са матрици, до които се изграждат съответните специфични макромолекули. В момента успешно се дешифрира кодът, вграден в структурата на нуклеиновите киселини, който служи като матрица за синтеза на специфични протеинови структури в клетките. Редупликацията, базирана на копиране на матрица, запазва не само генетичната норма, но и отклоненията от нея, т.е. мутации (основата на еволюционния процес). Достатъчно точното познаване на молекулярно-генетичното ниво е необходима предпоставка за ясно разбиране на жизнените явления, протичащи на всички други нива на организация на живота.

Какво показва "реликтната" радиация?

Реликтът се нарича фоново космическо излъчване, чийто спектър съответства на спектъра на абсолютно черно тяло с температура около 3 градуса по Келвин. Това излъчване се наблюдава при дължини на вълната от няколко милиметра до десетки сантиметра; той е практически изотропен. Откриването на реликтната радиация стана решаващо потвърждение на теорията за горещата вселена, според която в миналото Вселената е имала много по-висока плътност на материята от сега и много висока температура. Реликтовата радиация, регистрирана днес, е информация за минали събития, когато възрастта на Вселената е била само 300-500 хиляди години, а плътността е била около 1000 атома на кубичен сантиметър. Тогава температурата на първичната вселена падна до около 3000 Келвина, елементарните частици образуваха атоми на водород и хелий, а внезапното изчезване на свободните електрони доведе до излъчване, което днес наричаме реликт.

Космическо електромагнитно лъчение, пристигащо към Земята от всички страни на небето с приблизително еднакъв интензитет и със спектър, характерен за излъчването на абсолютно черно тяло при температура около 3 К (3 градуса по абсолютната скала на Келвин, което съответства на -270 ° С). При тази температура по-голямата част от радиацията пада върху радиовълни в сантиметрови и милиметрови диапазони. Енергийната плътност на реликтното излъчване е 0,25 eV / cm 3.
Експерименталните радиоастрономи предпочитат да наричат това излъчване "космически микровълнов фон" (CMB). Теоретичните астрофизици често го наричат "реликтово лъчение" (терминът е предложен от руския астрофизик И. С. Шкловски), тъй като в рамките на теорията за горещата Вселена, общоприета днес, това излъчване възниква на ранен етап от разширяването на нашия свят , когато веществото му беше практически хомогенно и много горещо. Понякога в научната и популярната литература можете да намерите и термина „триградусова космическа радиация“. По-нататък ще наричаме това излъчване „реликт“.
Откриването през 1965 г. на реликтната радиация е от голямо значение за космологията; става едно от най-важните постижения на естествените науки през 20 век. и далеч най-важният за космологията след откриването на червеното отместване в спектрите на галактиките. Слабото реликтно излъчване ни носи информация за първите моменти от съществуването на нашата Вселена, за онази далечна епоха, когато цялата Вселена беше гореща и в нея нямаше планети, звезди или галактики. Подробните измервания на тази радиация, извършени през последните години с помощта на наземни, стратосферни и космически обсерватории, отварят воала над мистерията на самото раждане на Вселената.
Теория на горещата вселена.През 1929 г. американският астроном Едуин Хъбъл (1889-1953) открива, че повечето галактики се отдалечават от нас и колкото по-бързо, толкова по-далеч се намира галактиката (законът на Хъбъл). Това се тълкува като общо разширение на Вселената, започнало преди около 15 милиарда години. Възникна въпросът как е изглеждала Вселената в далечното минало, когато галактиките тепърва започват да се отдалечават една от друга, а дори и по-рано. Въпреки че математическият апарат, базиран на общата теория на относителността на Айнщайн и описващ динамиката на Вселената, е създаден през 20-те години на миналия век от Вилем де Ситер (1872-1934), Александър Фридман (1888-1925) и Жорж Леметр (1894-1966), за физическото състояние на Вселената в ранната епоха на нейното развитие е неизвестно. Нямаше дори сигурност, че има определен момент в историята на Вселената, който може да се счита за „начало на разширяването“.
Развитието на ядрената физика през 40-те години на миналия век позволява разработването на теоретични модели на еволюцията на Вселената в миналото, когато нейното вещество е трябвало да бъде компресирано до висока плътност, при която са възможни ядрени реакции. Тези модели преди всичко трябваше да обяснят състава на материята на Вселената, която по това време вече е била достатъчно надеждно измерена от наблюденията на спектрите на звездите: средно те се състоят от 2/3 водород и 1 /3 хелий, а всички други химични елементи взети заедно съставляват не повече от 2%. Познаването на свойствата на вътрешноядрените частици - протони и неутрони - направи възможно да се изчислят варианти на началото на разширяването на Вселената, които се различават по първоначалното съдържание на тези частици и температурата на веществото и излъчването в термодинамично равновесие с то. Всеки от вариантите даде свой собствен състав на първоначалната материя на Вселената.
Ако пропуснем подробностите, тогава има две коренно различни възможности за условията, при които е станало началото на разширяването на Вселената: материята й може да бъде или студена, или гореща. Последиците от ядрените реакции в този случай са коренно различни една от друга. Въпреки че идеята за възможността за горещо минало на Вселената е изразена в ранните му творби от Леметр, исторически възможността за студен старт се смята за първа през 30-те години на миналия век.
В първите предположения се смяташе, че цялата материя във Вселената първоначално съществува под формата на студени неутрони. По-късно се оказа, че подобно предположение противоречи на наблюденията. Факт е, че неутрон в свободно състояние се разпада средно 15 минути след появата си, превръщайки се в протон, електрон и антинеутрино. В разширяващата се Вселена възникналите протони ще започнат да се комбинират с все още оставащите неутрони, образувайки ядрата на атомите на деутерий. Освен това верига от ядрени реакции би довела до образуването на ядра от хелиеви атоми. По-сложните атомни ядра, както показват изчисленията, практически не възникват в този случай. В резултат на това цялата материя ще бъде превърната в хелий. Това заключение е в рязко противоречие с наблюденията на звезди и междузвездна материя. Изобилието от химични елементи в природата отхвърля хипотезата за началото на разширяването на материята под формата на студени неутрони.
През 1946 г. в Съединените щати "гореща" версия на началните етапи на разширяването на Вселената е предложена от физика от руски произход Георги Гъмов (1904-1968). През 1948 г. е публикувана работата на неговите сътрудници Ралф Алфер и Робърт Херман, в която се разглеждат ядрените реакции в гореща материя в началото на космологичното разширение, за да се получи наблюдаваната в момента зависимост между броя на различните химични елементи и техните изотопи. В онези години желанието да се обясни произходът на всички химични елементи чрез техния синтез в първите моменти от еволюцията на материята беше естествено. Факт е, че тогава времето, изминало от началото на разширяването на Вселената, беше погрешно оценено само на 2-4 милиарда години. Това се дължи на надценената стойност на константата на Хъбъл, която следва през онези години от астрономически наблюдения.
Сравнявайки възрастта на Вселената от 2-4 милиарда години с изчислената възраст на Земята - около 4 милиарда години - трябваше да се предположи, че Земята, Слънцето и звездите са образувани от първична материя с готов химичен състав. Смятало се, че този състав не се е променил по някакъв съществен начин, тъй като синтезът на елементи в звездите е бавен процес и не е имало време за неговото осъществяване преди образуването на Земята и други тела.
Следващата ревизия на скалата на извънгалактическите разстояния доведе до ревизия на възрастта на Вселената. Теорията за еволюцията на звездите успешно обяснява произхода на всички тежки елементи (по-тежки от хелия) чрез техния нуклеосинтез в звездите. Вече няма нужда да се обяснява произходът на всички елементи, включително тежките, в ранния етап на разширяването на Вселената. Същността на хипотезата за горещата Вселена обаче се оказа вярна.
От друга страна, съдържанието на хелий в звездите и междузвездния газ е около 30% от масата. Това е много повече, отколкото ядрените реакции в звездите могат да обяснят. Това означава, че хелият, за разлика от тежките елементи, трябва да се синтезира в началото на разширяването на Вселената, но в същото време – в ограничено количество.
Основната идея на теорията на Гамов е именно, че високата температура на веществото предотвратява превръщането на цялата материя в хелий. В момента 0,1 сек след началото на разширяването температурата е била около 30 милиарда К. В такова горещо вещество има много фотони с висока енергия. Плътността и енергията на фотоните са толкова големи, че има взаимодействие на светлината със светлината, което води до създаването на двойки електрон-позитрон. Унищожаването на двойки може от своя страна да доведе до производството на фотони, както и до появата на двойки неутрино и антинеутрино. Този „кипящ котел“ съдържа обикновена материя. Сложните атомни ядра не могат да съществуват при много високи температури. Те моментално биха били разбити от околните енергийни частици. Следователно тежките частици на материята съществуват под формата на неутрони и протони. Взаимодействията с енергийни частици карат неутроните и протоните бързо да се преобразуват един в друг. Реакциите на комбиниране на неутрони с протони обаче не протичат, тъй като полученото ядро на деутерий незабавно се разбива от частици с висока енергия. Така поради високата температура в самото начало веригата се прекъсва, което води до образуването на хелий.
Само когато Вселената, разширявайки се, се охлади до температури под милиард келвини, известно количество от създадения деутерий вече се съхранява и води до синтеза на хелий. Изчисленията показват, че температурата и плътността на веществото могат да се съпоставят така, че към този момент частта от неутроните в веществото да е около 15% от масата. Тези неутрони се комбинират със същия брой протони, за да образуват около 30% хелий. Останалите тежки частици останаха под формата на протони - ядрата на водородните атоми. Ядрените реакции приключват след първите пет минути след началото на разширяването на Вселената. По-късно, когато Вселената се разширява, температурата на нейната материя и радиацията намаляват. От трудовете на Гамов, Алфер и Херман през 1948 г. следва: ако теорията за горещата Вселена предвижда появата на 30% хелий и 70% водород като основни химически елементи на природата, тогава съвременната Вселена трябва неизбежно да бъде изпълнена с остатък („реликва“) от първична гореща радиация и съвременната температура тази реликтна радиация трябва да бъде около 5 K.
Анализът на различни варианти на началото на космологичното разширение обаче не завърши с хипотезата на Гамов. В началото на 60-те години на миналия век е направен гениален опит да се върне към студената версия от Я. Б. Зелдович, който предполага, че първоначалната студена материя се състои от протони, електрони и неутрино. Както показа Зелдович, такава смес при разширяване се превръща в чист водород. Хелият и други химични елементи, според тази хипотеза, са синтезирани по-късно, когато са се образували звездите. Имайте предвид, че по това време астрономите вече знаеха, че Вселената е няколко пъти по-стара от Земята и повечето от звездите около нас, а данните за изобилието на хелий в предзвездната материя все още бяха много несигурни през онези години.
Изглежда, че търсенето на реликтово излъчване може да се превърне в решаващ тест за избор между студени и горещи модели на Вселената. Но по някаква причина, в продължение на много години след предсказанието на Гамов и неговите колеги, никой съзнателно не се опита да открие това излъчване. Открит е съвсем случайно през 1965 г. от радиофизици от американската компания "Бел" Р. Уилсън и А. Пензиас, които са удостоени с Нобелова награда през 1978 г.
Към откриването на реликтово излъчване.В средата на 60-те години астрофизиците продължават да изучават теоретично горещия модел на Вселената. Изчисляването на очакваните характеристики на реликтното излъчване е извършено през 1964 г. от A.G.Doroshkevich и I.D. Novikov в СССР и независимо от F. Hoyle и R.J. Taylor във Великобритания. Но тези произведения, както и по-ранните произведения на Гамов и колеги, не привлякоха внимание. Но те вече убедително показаха, че реликтната радиация може да се наблюдава. Въпреки изключителната слабост на това излъчване в нашата ера, то, за щастие, се намира в онази област на електромагнитния спектър, където всички други космически източници като цяло излъчват още по-слаби. Следователно целенасоченото търсене на реликтово излъчване трябваше да доведе до неговото откриване, но радиоастрономите не знаеха за това.
Ето какво казва А. Пензиас в своята Нобелова лекция: „Първото публикувано разпознаване на реликтната радиация като откриваем феномен в радиообхвата се появява през пролетта на 1964 г. в кратка статия на А. Г. Дорошкевич и И. Д. Новиков, озаглавена Средна плътност на радиация в Метагалактиката и някои въпроси на релативистката космология... Въпреки че през същата година се появи превод на английски, малко по-късно в известното списание „Съветска физика – Доклади“, статията очевидно не привлече вниманието на други специалисти в тази област. Тази забележителна статия не само извежда спектъра на CMB като феномен на вълна от черно тяло, но също така ясно се фокусира върху 20-футовия рог рефлектор в Bell Laboratories в Crawford Hill като най-подходящия инструмент за откриването му! (цит. от: Шаров А.С., Новиков И.Д. Човекът, който открива експлозията на Вселената: Животът и работата на Едуин ХъбълМ., 1989).
За съжаление тази статия остана незабелязана нито от теоретиците, нито от наблюдателите; не стимулира търсенето на реликтово излъчване. Историците на науката все още се чудят защо дълги години никой не се е опитвал съзнателно да търси радиацията на горещата Вселена. Любопитно е, че минало това откритие - едно от най-големите до 20-ти век. - учените минаха няколко пъти, без да го забележат.
Например реликтната радиация може да бъде открита още през 1941 г. Тогава канадският астроном Е. Маккелар анализира абсорбционните линии, причинени в спектъра на звездата Зета Змееносец от междузвездни молекули цианоген. Той стигна до заключението, че тези линии във видимата област на спектъра могат да възникнат само когато светлината се абсорбира от въртящи се цианогенни молекули и тяхното въртене трябва да се възбужда от радиация с температура около 2,3 K. Разбира се, никой не би могъл да има помисли тогава, че възбуждането на ротационните нива на тези молекули се причинява от реликтово излъчване. Едва след откриването му през 1965 г. са публикувани трудовете на ISShklovsky, J. Field и др., в които е показано, че възбуждането на въртенето на междузвездни молекули цианоген, чиито линии се наблюдават ясно в спектрите на много звезди, е причинена именно от реликтната радиация.
Още по-драматична история се разиграва в средата на 50-те години. Тогава младият учен Т. А. Шмаонов, под ръководството на известните съветски радиоастрономи С. Е. Хайкин и Н. Л. Кайдановски, измерва радио излъчване от космоса при дължина на вълната 32 см. Тези измервания са извършени с помощта на рупорна антена, подобна на използваната много години по-късно от Пензиас и Уилсън. Шмаонов внимателно проучи възможната намеса. Разбира се, по това време той все още нямаше толкова чувствителни приемници, които по-късно се появиха в ръцете на американците. Резултатите от измерванията на Шмаонов са публикувани през 1957 г. в неговата докторска дисертация и в сп. "Инструменти и експериментални техники". Изводът от тези измервания беше следният: „Оказа се, че абсолютната стойност на ефективната температура на фоновото радио излъчване... е равна на 4 ± 3 K“. Шмаонов отбеляза независимостта на интензитета на радиация от посоката в небето и от времето. Въпреки че грешките при измерването бяха големи и няма нужда да говорим за някаква надеждност на числото 4, сега ни е ясно, че Шмаонов е измервал точно реликтното излъчване. За съжаление нито той самият, нито други радиоастрономи знаеха нищо за възможността за съществуване на реликтово излъчване и не придадоха необходимото значение на тези измервания.
Най-накрая, около 1964 г., известният експериментален физик от Принстън (САЩ) Робърт Дике умишлено подходи към този проблем. Въпреки че разсъжденията му се основават на теорията за "осцилиращата" вселена, която многократно изпитва разширяване и свиване, Дике ясно разбира необходимостта от търсене на реликтово излъчване. По негова инициатива в началото на 1965 г. младият теоретик F.J.E. Peebles извършва необходимите изчисления и P.G. Roll и D.T. Wilkinson започват да изграждат малка антена с нисък шум на покрива на лабораторията по физика на Палмър в Принстън. Не е необходимо да се използват големи радиотелескопи за търсене на фонова радиация, тъй като радиацията идва от всички посоки. Няма какво да спечелите от факта, че голяма антена фокусира лъча върху по-малка площ от небето. Но групата на Дике не успя да направи планираното откритие: когато оборудването им вече беше готово, те трябваше само да потвърдят откритието, случайно направено от други предния ден.