Reliktní záření potvrzuje. Reliktní záření vesmíru

Obsah článku

RELIKTNÍ ZÁŘENÍ, prostor elektromagnetická radiace, který k Zemi přichází ze všech stran oblohy s přibližně stejnou intenzitou a má spektrum charakteristické pro záření černého tělesa o teplotě asi 3 K (3 stupně Celsia). absolutní měřítko Kelvin, což odpovídá -270 °C). Při této teplotě dopadá hlavní část záření na rádiové vlny v rozsahu centimetrů a milimetrů. Hustota energie reliktního záření je 0,25 eV/cm 3 .

Experimentální radioastronomové toto záření raději nazývají „kosmické mikrovlnné pozadí“ (CMB). Teoretickí astrofyzikové to často nazývají „reliktní záření“ (termín navrhl ruský astrofyzik I.S. Shklovsky), protože v rámci dnes obecně přijímané teorie horkého vesmíru toto záření vzniklo v rané fázi expanze našeho světa, kdy jeho látka byla prakticky homogenní a velmi horká. Někdy se ve vědecké a populární literatuře můžete setkat také s termínem „třístupňové kosmické záření“. V následujícím budeme toto záření nazývat „relikvie“.

Objev reliktního záření v roce 1965 měl velký význam pro kosmologii; stal se jedním z nejvýznamnějších úspěchů přírodních věd 20. století. a pro kosmologii zdaleka nejdůležitější po objevu rudého posuvu ve spektrech galaxií. Slabé reliktní záření nám přináší informace o prvních okamžicích existence našeho Vesmíru, o té vzdálené době, kdy byl celý Vesmír horký a ještě v něm nebyly žádné planety, žádné hvězdy, žádné galaxie. Zadrženo minulé roky detailní měření tohoto záření pomocí pozemních, stratosférických a vesmírných observatoří poodhalují závoj nad záhadou samotného zrodu Vesmíru.

teorie horkého vesmíru.

V roce 1929 americký astronom Edwin Hubble (1889-1953) zjistil, že většina galaxií se od nás vzdaluje a čím rychleji, tím dále je galaxie (Hubbleův zákon). To bylo interpretováno jako obecná expanze vesmíru, která začala asi před 15 miliardami let. Vyvstala otázka, jak vesmír vypadal v dávné minulosti, kdy se galaxie teprve začaly od sebe vzdalovat, a ještě dříve. Přestože matematický aparát založený na Einsteinově obecné teorii relativity a popisující dynamiku vesmíru vytvořili již ve dvacátých letech minulého století Willem de Sitter (1872–1934), Alexander Friedmann (1888–1925) a Georges Lemaitre (1894–1966), o fyzice nebylo nic známo o stavu vesmíru v rané epoše jeho vývoje. Nebylo ani jisté, že v historii vesmíru existuje určitý okamžik, který lze považovat za „počátek expanze“.

Rozvoj jaderné fyziky ve 40. letech 20. století umožnil vývoj teoretických modelů vývoje vesmíru v minulosti, kdy měla být jeho hmota stlačena na vysokou hustotu, při níž byly možné jaderné reakce. Tyto modely měly především vysvětlit složení hmoty Vesmíru, která již byla v té době celkem spolehlivě změřena z pozorování spekter hvězd: v průměru se skládají ze 2/3 vodíku a 1/3 helia a všechen zbytek chemické prvky dohromady tvoří ne více než 2 %. Znalost vlastností intranukleárních částic - protonů a neutronů - umožnila vypočítat možnosti začátku expanze vesmíru, lišící se počátečním obsahem těchto částic a teplotou látky a zářením, které je v termodynamické rovnováze. s tím. Každá z variant dala své vlastní složení výchozí substance Vesmíru.

Pomineme-li detaily, pak pro podmínky, za kterých probíhal počátek rozpínání Vesmíru, existují dvě zásadně odlišné možnosti: jeho substance mohla být buď studená, nebo horká. Důsledky jaderných reakcí se od sebe zásadně liší. Přestože myšlenku možnosti horké minulosti vesmíru vyjádřil ve svých raných dílech Lemaitre, historicky se o možnosti studeného začátku poprvé uvažovalo ve 30. letech 20. století.

V prvních předpokladech se věřilo, že veškerá hmota vesmíru existovala nejprve ve formě studených neutronů. Později se ukázalo, že takový předpoklad odporuje pozorování. Faktem je, že neutron ve volném stavu se rozpadá v průměru 15 minut po svém výskytu a mění se na proton, elektron a antineutrino. V rozpínajícím se vesmíru by se výsledné protony začaly spojovat se zbývajícími neutrony a tvořily by jádra atomů deuteria. Dále by řetězec jaderných reakcí vedl ke vzniku jader atomů helia. Složitější atomová jádra, jak ukazují výpočty, v tomto případě prakticky nevznikají. V důsledku toho by se veškerá hmota změnila na helium. Takový závěr je v ostrém rozporu s pozorováním hvězd a mezihvězdné hmoty. Převaha chemických prvků v přírodě odmítá hypotézu o začátku expanze hmoty ve formě studených neutronů.

V roce 1946 ve Spojených státech navrhl „horkou“ verzi počátečních fází expanze vesmíru fyzik ruského původu Georgy Gamov (1904-1968). V roce 1948 vyšla práce jeho spolupracovníků Ralpha Alfera a Roberta Hermana, která uvažovala o jaderných reakcích v horké hmotě na počátku kosmologické expanze s cílem získat v současnosti pozorovaný poměr mezi počtem různých chemických prvků a jejich izotopů. V těchto letech byla přirozená touha vysvětlit původ všech chemických prvků jejich syntézou v prvních okamžicích vývoje hmoty. Faktem je, že tehdy mylně odhadovali dobu, která uplynula od začátku expanze vesmíru, na pouhé 2–4 miliardy let. Bylo to způsobeno nadhodnocenou hodnotou Hubbleovy konstanty, která v těchto letech vyplývala z astronomických pozorování.

Porovnáním stáří vesmíru na 2–4 miliardy let s odhadovaným stářím Země na asi 4 miliardy let se muselo předpokládat, že Země, Slunce a hvězdy byly vytvořeny z primární hmoty s hotovým chemické složení. Věřilo se, že toto složení se nijak výrazně nezměnilo, protože syntéza prvků ve hvězdách je pomalý proces a před vznikem Země a dalších těles nebyl čas na její realizaci.

Následná revize stupnice extragalaktických vzdáleností vedla také k revizi stáří Vesmíru. Teorie hvězdného vývoje úspěšně vysvětluje původ všech těžkých prvků (těžších než helium) jejich nukleosyntézou ve hvězdách. Nebylo třeba vysvětlovat původ všech prvků, včetně těžkých, v rané fázi expanze vesmíru. Podstata hypotézy horkého vesmíru se však ukázala jako správná.

Na druhé straně je množství helia ve hvězdách a mezihvězdném plynu asi 30 % hmotnosti. To je mnohem více, než lze vysvětlit jadernými reakcemi ve hvězdách. To znamená, že helium, na rozdíl od těžkých prvků, by mělo být syntetizováno na začátku expanze vesmíru, ale zároveň - v omezeném množství.

Hlavní myšlenkou Gamowovy teorie je právě to, že vysoká teplota hmoty zabraňuje přeměně veškeré hmoty na helium. V okamžiku 0,1 s po začátku expanze byla teplota asi 30 miliard K. V takto horké látce je mnoho fotonů s vysokou energií. Hustota a energie fotonů jsou tak vysoké, že světlo interaguje se světlem, což vede k vytvoření elektron-pozitronových párů. Anihilace párů může zase vést k produkci fotonů, stejně jako k produkci párů neutrin a antineutrin. V tomto "vařícím kotli" je obyčejná záležitost. Při velmi vysokých teplotách nemohou existovat složitá atomová jádra. Okamžitě by byly rozbity okolními energetickými částicemi. Proto těžké částice hmoty existují ve formě neutronů a protonů. Interakce s energetickými částicemi způsobují, že se neutrony a protony rychle přeměňují v sebe navzájem. Reakce slučování neutronů s protony však neprobíhají, protože vzniklé jádro deuteria je okamžitě rozbito částicemi s vysokou energií. Takže kvůli vysoké teplotě na samém začátku se řetězec vedoucí k tvorbě helia přeruší.

Až když se expanze vesmíru ochladí pod miliardu kelvinů, část výsledného deuteria je již uložena a vede k fúzi helia. Výpočty ukazují, že teplotu a hustotu hmoty lze upravit tak, aby do této doby byl podíl neutronů v hmotě asi 15 % hmotnosti. Tyto neutrony se spojí se stejným počtem protonů a vytvoří asi 30 % helia. Zbývající těžké částice zůstaly ve formě protonů – jader atomů vodíku. Jaderné reakce konec po prvních pěti minutách po začátku rozpínání vesmíru. V budoucnu, jak se vesmír rozpíná, teplota jeho hmoty a záření klesá. Vyplývá to z prací Gamowa, Alphera a Hermana v roce 1948: jestliže teorie horkého vesmíru předpovídá vznik 30 % helia a 70 % vodíku jako hlavních chemických prvků přírody, pak musí být moderní vesmír nevyhnutelně naplněn zbytek („relikt“) primitivního horkého záření a současná teplota tohoto záření na pozadí by měla být asi 5 K.

Nicméně na Gamowově hypotéze je analýza různé možnosti začátek kosmologické expanze neskončil. Na počátku 60. let 20. století učinil důmyslný pokus o návrat ke studené verzi Ya.B.Zel'dovich, který navrhl, že původní studená hmota se skládá z protonů, elektronů a neutrin. Jak ukázal Zel'dovich, taková směs se při expanzi transformuje na čistý vodík. Helium a další chemické prvky byly podle této hypotézy syntetizovány později, když se tvořily hvězdy. Všimněte si, že v této době již astronomové věděli, že vesmír je několikrát starší než Země a většina hvězd kolem nás, a údaje o množství helia v předhvězdné hmotě byly v těch letech stále velmi nejisté.

Zdálo by se, že hledání kosmického mikrovlnného záření na pozadí by se mohlo stát rozhodujícím testem pro výběr mezi studenými a horkými modely vesmíru. Ale z nějakého důvodu, po mnoho let po předpovědi Gamowa a jeho kolegů, se nikdo vědomě nepokusil toto záření detekovat. Objevili ho zcela náhodou v roce 1965 radiofyzikové z americké společnosti „Bell“ R. Wilson a A. Penzias, kteří byli v roce 1978 oceněni Nobelovou cenou.

Na cestě k objevu reliktního záření.

V polovině 60. let astrofyzici pokračovali v teoretickém studiu horkého modelu vesmíru. Výpočet očekávaných charakteristik CMB provedli v roce 1964 A. G. Doroshkevich a I. D. Novikov v SSSR a nezávisle F. Hoyle a R. J. Taylor ve Velké Británii. Ale tato díla, stejně jako dřívější práce Gamowa a jeho kolegů, nepřitáhla pozornost. Už ale přesvědčivě prokázali, že lze pozorovat reliktní záření. Navzdory extrémní slabosti tohoto záření v naší éře se naštěstí nachází v té oblasti elektromagnetického spektra, kde všechny ostatní vesmírné zdroje jako celek vyzařují ještě slabší. K jeho objevu tedy mělo vést cílené pátrání po kosmickém mikrovlnném pozadí, ale radioastronomové o něm nevěděli.

Zde je to, co řekl A. Penzias ve své Nobelově přednášce: „První publikované uznání CMB jako detekovatelného jevu v rádiovém dosahu se objevilo na jaře 1964 v krátkém článku A. G. Doroshkeviche a I. D. Novikova s názvem Průměrná hustota záření v Metagalaxii a některé otázky relativistické kosmologie. Ačkoli anglický překlad se objevil ve stejném roce, ale o něco později, ve známém časopise "Sovětská fyzika - zprávy", článek zjevně nepřitahoval pozornost jiných odborníků v této oblasti. Tento vynikající článek nejen dedukuje spektrum CMB jako jev černého tělesa, ale také se jasně zaměřuje na dvacetistopý rohový reflektor Bellových laboratoří v Crawford Hill jako nejvhodnější nástroj pro jeho detekci!“ (citováno: Sharov A.S., Novikov I.D. Muž, který objevil výbuch vesmíru: Život a dílo Edwina Hubbla. M., 1989).

Bohužel tento článek zůstal nepovšimnut ani teoretiky, ani pozorovateli; nestimulovalo to hledání kosmického mikrovlnného záření na pozadí. Historici vědy si stále kladou otázku, proč se po mnoho let nikdo nepokusil vědomě hledat záření z horkého Vesmíru. Je zvláštní, že v minulosti tento objev - jeden z největších ve 20. století. – vědci několikrát prošli, aniž by si toho všimli.

Například reliktní záření mohlo být objeveno již v roce 1941. Poté kanadský astronom E. McKellar analyzoval absorpční čáry způsobené ve spektru hvězdy Zeta Ophiuchus mezihvězdnými molekulami kyanidu. Došel k závěru, že tyto čáry ve viditelné oblasti spektra se mohou objevit pouze tehdy, když světlo pohltí rotující azurové molekuly a jejich rotace musí být vybuzena zářením o teplotě asi 2,3 K. Nikdo samozřejmě nemohl mít domnívali se tehdy, že excitace rotačních úrovní těchto molekul způsobená reliktním zářením. Teprve po jeho objevení v roce 1965 byly publikovány práce I.S.Shklovského, J. Fielda a dalších, ve kterých se ukázalo, že excitace rotace mezihvězdných azurových molekul, jejichž linie jsou jasně pozorovány ve spektrech mnoha hvězd, je způsobena právě reliktním zářením.

Ještě dramatičtější příběh se odehrál v polovině 50. let. Poté mladý vědec T.A. Shmaonov pod vedením slavných sovětských radioastronomů S.E. Khaikina a N.L. Kaidanovského změřil radiovou emisi z vesmíru o vlnové délce 32 cm. Tato měření byla provedena pomocí rohovinové antény podobné té, která se používala o mnoho let později. od Penziase a Wilsona. Šmaonov pečlivě studoval možné rušení. Samozřejmě v té době neměl k dispozici tak citlivé přijímače, jaké měli později Američané. Výsledky Šmaonova měření byly publikovány v roce 1957 v jeho doktorské práci a v časopise Devices and Experimental Technique. Závěr z těchto měření byl následující: "Ukázalo se, že absolutní hodnota efektivní teploty radiové emise pozadí... je rovna 4 ± 3 K." Shmaonov zaznamenal nezávislost intenzity záření na směru na obloze a na čase. Přestože chyby měření byly velké a není třeba hovořit o spolehlivosti obrázku 4, je nám nyní jasné, že Šmaonov změřil přesně kosmické mikrovlnné záření na pozadí. Bohužel ani on, ani další radioastronomové nevěděli nic o možnosti existence kosmického mikrovlnného záření na pozadí a nepřikládali těmto měřením patřičnou důležitost.

Nakonec kolem roku 1964 vědomě přistoupil k tomuto problému známý experimentální fyzik z Princetonu (USA) Robert Dicke. Ačkoli jeho úvahy byly založeny na teorii „oscilujícího“ vesmíru, který opakovaně zažívá expanzi a kontrakci, Dicke jasně chápal, že je třeba hledat CMB. Z jeho iniciativy provedl začátkem roku 1965 mladý teoretik F. J. E. Peebles potřebné výpočty a P. G. Roll a D. T. Wilkinson začali na střeše Palmer Physics Laboratory v Princetonu stavět malou nízkošumovou anténu. Pro vyhledávání záření na pozadí není nutné používat velké radioteleskopy, protože záření přichází ze všech směrů. Nic se nezíská z toho, že velká anténa soustředí paprsek na menší plochu oblohy. Dickeho skupina ale na plánovaný objev nestihla: když už bylo jejich vybavení připraveno, stačilo jen potvrdit objev, který den předtím náhodně učinili jiní.

Objev reliktního záření.

V roce 1960 byla v Crawford Hill, Holmdel (New Jersey, USA) postavena anténa pro příjem rádiových signálů odražených od družice balónu Echo. V roce 1963 již tato anténa pro práci s družicí nebyla potřeba a radiofyzici Robert Woodrow Wilson (nar. 1936) a Arno Elan Penzias (nar. 1933) z laboratoře společnosti Bell Telephone se rozhodli ji použít pro radioastronomii. pozorování. Anténa byla 20 stop dlouhá. Spolu s nejnovějším přijímacím zařízením byl tento radioteleskop v té době nejcitlivějším přístrojem na světě pro měření rádiových vln přicházejících z širokých oblastí oblohy. V první řadě měla měřit radiovou emisi mezihvězdného prostředí naší Galaxie na vlnové délce 7,35 cm Arno Penzias a Robert Wilson nevěděli o teorii horkého Vesmíru a nehodlali hledat kosmickou mikrovlnku záření pozadí.

Pro přesné měření radiového vyzařování Galaxie bylo nutné vzít v úvahu veškeré možné rušení způsobené zářením zemské atmosféry a zemského povrchu a také rušení vyskytující se v anténě, elektrických obvodech a přijímačích. Předběžné testování přijímacího systému ukázalo o něco větší šum, než se očekávalo, ale zdálo se pravděpodobné, že to bylo způsobeno mírným přebytkem šumu v zesilovacích obvodech. K překonání těchto problémů použili Penzias a Wilson zařízení známé jako „studená zátěž“: signál přicházející z antény je porovnáván se signálem z umělého zdroje chlazeného kapalným héliem při teplotě asi čtyři stupně nad absolutní nulou ( 4 K). V obou případech musí být elektrický šum v zesilovacích obvodech stejný, a proto rozdíl získaný porovnáním udává výkon signálu přicházejícího z antény. Tento signál obsahuje příspěvky pouze z anténního zařízení, zemské atmosféry a astronomického zdroje rádiových vln, které vstupují do zorného pole antény.

Penzias a Wilson očekávali, že uspořádání antény bude produkovat velmi malý elektrický šum. Aby však tento předpoklad ověřili, začali svá pozorování na relativně krátkých vlnových délkách 7,35 cm, při kterých by měl být rádiový šum z Galaxie zanedbatelný. Přirozeně se při takové vlnové délce očekával nějaký druh rádiového šumu ze zemské atmosféry, ale tento šum by měl mít charakteristickou závislost na směru: měl by být úměrný tloušťce atmosféry ve směru, ve kterém se anténa dívá: a o něco méně směrem k zenitu, o něco více směrem k horizontu. Očekávalo se, že po odečtení atmosférického členu s charakteristickou závislostí na směru nebude z antény vycházet žádný významný signál a to potvrdí, že elektrický šum produkovaný anténním zařízením je zanedbatelný. Poté bude možné začít studovat samotnou Galaxii na velkých vlnových délkách - asi 21 cm, kde je záření Mléčné dráhy docela patrné. (Všimněte si, že rádiové vlny o délkách centimetrů nebo decimetrů, až do 1 m, se obvykle nazývají „mikrovlnné záření“. Tento název je uveden proto, že tyto vlnové délky jsou menší než ultrakrátké vlny, které se používaly v radarech na začátku druhé světové války.)

Ke svému překvapení Penzias a Wilson na jaře 1964 zjistili, že zachycují poměrně znatelné množství směrově nezávislého mikrovlnného šumu na 7,35 cm. Zjistili, že toto „statické pozadí“ se s denní dobou nemění a později zjistili, že nezávisí ani na ročním období. V důsledku toho se nemůže jednat o záření Galaxie, protože v tomto případě by se jeho intenzita měnila v závislosti na tom, zda se anténa dívá podél roviny Mléčné dráhy nebo napříč. Pokud by se navíc jednalo o záření naší Galaxie, pak by velká spirální galaxie M 31 v Andromedě, v mnoha ohledech podobná té naší, musela také silně zářit na vlnové délce 7,35 cm, což však nebylo pozorováno. Absence jakýchkoliv změn pozorovaného mikrovlnného šumu se směrem silně naznačovala, že tyto rádiové vlny, pokud existují, nepocházejí z Mléčné dráhy, ale z mnohem většího objemu vesmíru.

Výzkumníkům bylo jasné, že potřebují znovu otestovat, zda samotná anténa nevytváří více elektrického šumu, než se očekávalo. Zejména se vědělo, že v nátrubku antény se uhnízdil párek holubů. Byli chyceni, zasláni poštou do Bellova majetku Vippani, propuštěni, o několik dní později znovu objeveni v jejich pozici v anténě, znovu zajati a nakonec zpacifikováni drastičtějšími prostředky. Při pronajímání prostor však holubi potřeli vnitřek antény něčím, co Penzias nazýval „bílou dielektrickou látkou“, která by při pokojové teplotě mohla být zdrojem elektrického šumu. Začátkem roku 1965 byl rozebrán anténní roh a vyčištěny všechny nečistoty, ale toto, stejně jako všechny ostatní triky, přineslo velmi malé snížení pozorované hladiny hluku.

Když byly všechny zdroje rušení pečlivě analyzovány a započítány, Penzias a Wilson byli nuceni dojít k závěru, že záření přichází z vesmíru a ze všech směrů se stejnou intenzitou. Ukázalo se, že prostor vyzařuje, jako by byl zahřátý na teplotu 3,5 kelvinu (přesněji dosažená přesnost nám umožnila dojít k závěru, že „teplota vesmíru“ byla od 2,5 do 4,5 kelvinu). Je třeba poznamenat, že se jedná o velmi jemný experimentální výsledek: například pokud je zmrzlinová briketa umístěna před klakson antény, bude zářit v dosahu rádia, 22 milionůkrát jasněji než odpovídající část oblohy. . Penzias a Wilson přemýšleli nad neočekávaným výsledkem svých pozorování a nespěchali se zveřejněním. Ale události se vyvinuly již proti jejich vůli.

Stalo se, že Penzias zavolal svému příteli Bernardu Burkeovi z Massachusetts při úplně jiné příležitosti. Technologický institut. Krátce předtím se Burke doslechl od svého kolegy Kena Tsrnera z Carnegie Institution o proslovu, který na Johns Hopkins University slyšel od princetonského teoretika Phila Peebleslema, který pracoval pod Robertem Dickem. V této přednášce Peebles tvrdil, že v pozadí musí zůstat rádiový šum z raného vesmíru, který má nyní ekvivalentní teplotu asi 10 K.

Penzias zavolal Dicke a oba výzkumné týmy se setkaly. Robertu Dickemu a jeho kolegům F.Peeblesovi, P.Rollovi a D.Wilkinsonovi bylo jasné, že A.Penzias a R.Wilson objevili reliktní záření horkého vesmíru. Vědci se rozhodli současně publikovat dva dopisy v prestižním časopise Astrophysical Journal. V létě 1965 vyšly obě práce: Penzias a Wilson o objevu kosmického mikrovlnného záření na pozadí a Dicke a kolegové s jeho vysvětlením pomocí teorie horkého vesmíru. Penzias a Wilson zjevně ne zcela přesvědčeni o kosmologické interpretaci svého objevu dali své poznámce skromný název: Měření nadměrné teploty antény na 4080 MHz. Jednoduše oznámili, že „měření efektivní zenitové teploty šumu ... poskytlo hodnotu o 3,5 K vyšší, než se očekávalo“, a vyhnuli se jakékoli zmínce o kosmologii, s výjimkou věty, že „možné vysvětlení pozorované nadměrné teploty hluku je dáno Dicke, Peebles, Roll a Wilkinson v průvodním dopise ve stejném čísle časopisu.

V následujících letech byla provedena četná měření na různých vlnových délkách od desítek centimetrů až po zlomky milimetru. Pozorování ukázala, že spektrum CMB odpovídá Planckovu vzorci, jak by tomu mělo být pro záření s určitou teplotou. Bylo potvrzeno, že tato teplota je asi 3 K. Byl učiněn pozoruhodný objev, který prokázal, že vesmír byl na začátku expanze horký.

Takové je složité prolínání událostí, které skončily objevem horkého Vesmíru Penziasem a Wilsonem v roce 1965. Ustavení faktu supervysoké teploty na počátku expanze Vesmíru bylo výchozím bodem nejvýznamnějšího výzkumu vedoucího k odhalení nejen astrofyzikálních tajemství, ale i tajemství struktury hmoty.

Nejpřesnější měření záření kosmického mikrovlnného pozadí byla provedena z vesmíru: jedná se o experiment Relikt na sovětském satelitu Prognoz-9 (1983–1984) a experiment DMR (Differential Microwave Radiometer) na americkém satelitu COBE (Cosmic Background). Explorer, listopad 1989–1993). posledně jmenovaný umožnil nejpřesněji určit teplotu reliktního záření: 2,725 ± 0,002 K.

Mikrovlnné pozadí jako "nový éter".

Spektrum CMB tedy s velmi vysokou přesností odpovídá záření absolutně černého tělesa (tj. je popsáno Planckovým vzorcem) s teplotou T = 2,73 K. Nicméně malé (asi 0,1 %) odchylky od této průměrné teploty jsou pozorovány v závislosti na tom, kterým směrem na obloze se měření provádí. Faktem je, že kosmické mikrovlnné záření na pozadí je izotropní pouze v souřadnicovém systému spojeném s celým systémem vzdalujících se galaxií, v tzv. „comoving reference frame“, který se rozpíná spolu s vesmírem. V jakémkoli jiném souřadnicovém systému závisí intenzita záření na směru. Za prvé je to způsobeno pohybem měřícího zařízení vůči kosmickému mikrovlnnému pozadí: Dopplerův jev vede k „modrání“ fotonů letících směrem k zařízení a k „červenání“ fotonů, které jej dohánějí.

V tomto případě závisí naměřená teplota ve srovnání s průměrem (T 0) na směru pohybu: T \u003d T 0 (1 + (v / c) cos i), kde v je rychlost zařízení v souřadnicovém systému spojená se zářením pozadí; c je rychlost světla, i je úhel mezi vektorem rychlosti a směrem pozorování. Na pozadí rovnoměrného rozložení teploty se objevují dva „póly“ – teplé ve směru pohybu a chladivé dovnitř opačný směr. Proto se taková odchylka od uniformity nazývá „dipól“. Dipólová složka v distribuci záření kosmického mikrovlnného pozadí byla objevena i při pozemních pozorováních: ve směru souhvězdí Lva se teplota tohoto záření ukázala být o 3,5 mK vyšší než průměr a v opačném směru ( souhvězdí Vodnáře) byla stejně nižší než průměr. Pohybujeme se tedy vzhledem k radiaci pozadí rychlostí asi 400 km/s. Přesnost měření se ukázala být tak vysoká, že byly nalezeny i roční odchylky v dipólové složce způsobené rotací Země kolem Slunce rychlostí 30 km/s.

Měření s umělé družice Země tato data výrazně zpřesnila. Podle údajů COBE se po zohlednění orbitálního pohybu Země ukazuje, že se sluneční soustava pohybuje tak, že amplituda dipólové složky teploty CMB je D T = 3,35 mK; tomu odpovídá rychlost pohybu V = 366 km/s. Slunce se vůči záření pohybuje ve směru hranice souhvězdí Lva a Kalicha, do bodu s rovníkovými souřadnicemi a = 11 h 12 ma d = –7,1° (epocha J2000); což odpovídá galaktickým souřadnicím l = 264,26° a b = 48,22°. Počítání pohybu samotného Slunce v Galaxii ukazuje, že ve vztahu ke všem galaxiím v Místní skupině se Slunce pohybuje rychlostí 316 ± 5 km/s ve směru l 0 = 93 ± 2° a b 0 = –4 ± 2° . Pohyb samotné Místní skupiny vůči kosmickému mikrovlnnému pozadí proto nastává rychlostí 635 km/s ve směru cca. l= 269° a b= +29°. To je přibližně v úhlu 45° vzhledem ke směru ke středu kupy galaxií v Panně (Virgo).

Studium pohybů galaxií v ještě větším měřítku ukazuje, že sbírka blízkých kup galaxií (119 kup z katalogu Abel do 200 Mpc od nás) se jako celek pohybuje vzhledem k CMB rychlostí asi 700 km/s. Naše sousedství vesmíru se tedy vznáší v moři kosmického mikrovlnného záření na pozadí znatelnou rychlostí. Astrofyzici opakovaně věnovali pozornost tomu, že samotný fakt existence reliktního záření a s ním spojeného zvoleného referenčního systému přisuzuje tomuto záření roli „nového éteru“. Ale není v tom nic mystického: všechno fyzikální měření v této vztažné soustavě jsou ekvivalentní měřením v jakékoli jiné inerciální vztažné soustavě. (Diskusi o problému „nového éteru“ v souvislosti s Machovým principem lze nalézt v knize: Zel'dovich Ya.B., Novikov I.D. Struktura a vývoj vesmíru. M., 1975).

Anizotropie reliktního záření.

Teplota CMB je pouze jedním z jeho parametrů, které popisují raný vesmír. Ve vlastnostech tohoto záření se zachovaly i další jasné stopy velmi rané éry ve vývoji našeho světa. Astrofyzici nacházejí tyto stopy analýzou spektra a prostorové nehomogenity (anizotropie) CMB.

Podle teorie horkého Vesmíru se asi po 300 tisících letech po začátku expanze teplota hmoty a s ní spojeného záření snížila na 4000 K. Při této teplotě již fotony nemohly ionizovat atomy vodíku a helia. Proto v té epoše odpovídající rudému posuvu z = 1400 došlo k rekombinaci horkého plazmatu, v jejímž důsledku se plazma změnilo na neutrální plyn. Samozřejmě, že tehdy nebyly žádné galaxie a hvězdy. Vznikly mnohem později.

Poté, co se stal neutrálním, plyn vyplňující vesmír se ukázal být prakticky průhledný pro reliktní záření (ačkoli v té době to nebyly rádiové vlny, ale světlo ve viditelném a blízkém infračerveném pásmu). Proto se k nám prastaré záření dostává téměř bez zábran z hlubin prostoru a času. Ale přesto cestou zažívá nějaké vlivy a jako archeologická památka nese stopy historických událostí.

Například v epoše rekombinace atomy emitovaly mnoho fotonů s energií řádově 10 eV, která je desítkykrát vyšší než průměrná energie fotonů rovnovážného záření této epochy (při T = 4000 K jsou velmi málo takových energetických fotonů, řádově jedna miliardtina jejich celkový počet). Rekombinační záření by tedy muselo silně deformovat Planckovo spektrum záření kosmického mikrovlnného pozadí v rozsahu vlnových délek asi 250 μm. Je pravda, že výpočty ukázaly, že silná interakce záření s hmotou povede k tomu, že uvolněná energie se převážně „rozptýlí“ v široké oblasti spektra a nebude ji příliš zkreslovat, ale budoucí přesná měření si budou moci všimnout i toto zkreslení.

A mnohem později, v éře formování galaxií a první generace hvězd (při z ~ 10), kdy obrovská hmota téměř ochlazené hmoty opět zaznamenala výrazné zahřátí, se spektrum CMB mohlo znovu změnit, protože rozptylem na horkém elektrony, nízkoenergetické fotony zvyšují svou energii (tzv. „inverzní Comptonův efekt“). Oba výše popsané efekty zkreslují spektrum záření kosmického mikrovlnného pozadí v jeho krátkovlnné oblasti, která je zatím nejméně prozkoumaná.

Ačkoli v naší době je většina běžné hmoty hustě zabalena ve hvězdách a v galaxiích, přesto i v naší blízkosti může kosmické mikrovlnné záření na pozadí zaznamenat znatelné zkreslení spektra, pokud jeho paprsky procházejí velkou kupou galaxií na jejich cestu na Zemi. Typicky jsou takové shluky naplněny řídkým, ale velmi horkým mezigalaktickým plynem o teplotě asi 100 milionů K. Nízkoenergetické fotony, které se rozptýlí na rychlých elektronech tohoto plynu, zvyšují svou energii (stále stejný inverzní Comptonův jev) a přecházejí z nízkofrekvenční, Rayleigh-Jeansova oblast spektra do vysokofrekvenční oblasti viny. Tento efekt předpověděli R.A. Sunyaev a Ya.B. Zeldovich a objevili jej radioastronomové ve směru mnoha kup galaxií ve formě poklesu teploty záření v Rayleigh-Jeansově oblasti spektra o 1–3 mK. . Sunyaev-Zel'dovichův efekt byl první objevený mezi efekty, které vytvářejí anizotropii reliktního záření. Porovnání její velikosti s rentgenovou svítivostí kup galaxií umožnilo nezávisle určit Hubbleovu konstantu (H = 60 ± 12 km/s/Mpc).

Vraťme se do éry rekombinací. Ve věku necelých 300 000 let byl vesmír téměř homogenním plazmatem, který se otřásal zvukem, nebo spíše infrazvukovými vlnami. Výpočty kosmologů říkají, že tyto vlny komprese a expanze hmoty také generovaly kolísání hustoty záření v neprůhledném plazmatu, a proto by nyní měly být detekovány jako mírně znatelné "bobtnání" v téměř rovnoměrném kosmickém mikrovlnném záření pozadí. Proto by dnes měla na Zemi přicházet z různých směrů s mírně odlišnou intenzitou. V tento případ mluvíme nejde o triviální dipólovou anizotropii způsobenou pohybem pozorovatele, ale o změny intenzity, které jsou vlastně vlastní záření samotnému. Jejich amplituda by měla být extrémně malá: přibližně stotisícina samotné teploty záření, tzn. asi 0,00003 K. Jsou velmi obtížně měřitelné. První pokusy o určení velikosti těchto malých výkyvů v závislosti na směru na obloze byly provedeny bezprostředně po objevení samotného reliktního záření v roce 1965. Později se nezastavily, ale k objevu došlo až v roce 1992 pomocí zařízení vyvezeného mimo Země. U nás byla taková měření provedena v experimentu Relikt, ale tyto drobné výkyvy byly jistěji zaznamenány z americké družice COBE (obr. 1).

V V poslední době je prováděno a plánováno mnoho experimentů k měření amplitudy fluktuací kosmického mikrovlnného záření na pozadí v různých úhlových měřítcích - od stupňů po obloukové vteřiny. Různé fyzikální jevy, ke kterým došlo v prvních okamžicích života Vesmíru, měly zanechat svůj charakteristický otisk v záření, které k nám přichází. Teorie předpovídá určitý vztah mezi velikostmi studených a horkých míst v intenzitě CMB a jejich relativní jasností. Závislost je velmi zvláštní: obsahuje informace o procesech zrodu Vesmíru, o tom, co se dělo bezprostředně po narození, i o parametrech dnešního Vesmíru.

Úhlové rozlišení prvních pozorování - v experimentech Relict-2 a COBE - bylo velmi špatné, asi 7°, takže informace o fluktuacích CMB byly neúplné. V dalších letech byla stejná pozorování prováděna jak pomocí pozemních radioteleskopů (u nás se k tomuto účelu používá přístroj RATAN-600 s nezaplněnou aperturou o průměru 600 m), tak radioteleskopů, které stoupaly balónky do horních vrstev atmosféry.

Zásadním krokem ve studiu anizotropie záření kosmického mikrovlnného pozadí byl experiment Bumerang (BOOMERANG), který provedli vědci z USA, Kanady, Itálie, Anglie a Francie pomocí bezpilotního balónu NASA (USA) o objemu 1 mil. metrů krychlových, která od 29. prosince 1998 do 9. ledna 1999 udělala kruh ve výšce 37 km kolem jižního pólu a po nalétání asi 10 tisíc km shodila gondolu s přístroji na padáku 50 km od místa startu. Pozorování byla prováděna submilimetrovým dalekohledem s hlavním zrcadlem o průměru 1,2 m, v jehož ohnisku byla soustava bolometrů chlazených na 0,28 K, které měřily pozadí ve čtyřech frekvenčních kanálech (90, 150, 240 a 400 GHz) s úhlovým rozlišením 0,2–0,3 stupně. Během letu se pozorování týkala asi 3 % nebeská sféra.

Teplotní nehomogenity reliktního záření s charakteristickou amplitudou 0,0001 K zaznamenané v experimentu Bumerang potvrdily správnost „akustického“ modelu a ukázaly, že čtyřrozměrnou časoprostorovou geometrii Vesmíru lze považovat za plochou. Získané informace také umožnily posoudit složení Vesmíru: potvrdilo se, že běžná baryonová hmota, ze které se skládají hvězdy, planety a mezihvězdný plyn, tvoří jen asi 4 % hmoty; a zbývajících 96 % je obsaženo v dosud neznámých formách hmoty.

Experiment s bumerangem dokonale doplnil podobný experiment MAXIMA (Millimeter Anisotropy eXperiment IMaging Array), který prováděli především vědci v USA a Itálii. Jejich zařízení, které letělo do stratosféry v srpnu 1998 a červnu 1999, prozkoumalo méně než 1 % nebeské sféry, ale s vysokým úhlovým rozlišením: asi 5 ". Balon podnikal noční lety nad kontinentálními Spojenými státy. Hlavní zrcadlo dalekohledu měl průměr 1,3 m. Přijímací část zařízení tvořilo 16 detektorů pokrývajících 3 frekvenční rozsahy. Sekundární zrcadla byla chlazena na kryogenní teplotu a bolometry dokonce na 0,1 K. Takto nízkou teplotu bylo možné udržet až 40 hodin, což omezovalo dobu letu.

Experiment MAXIMA odhalil malé "vlnění" v úhlovém rozložení teploty CMB. Jeho data byla doplněna pozorováními z pozemní observatoře pomocí DASI ( Degree Angular Scale Interferometer) instalovaného radioastronomy z Chicagské univerzity (USA) na jižním pólu. Tento 13prvkový kryogenní interferometr pozorovaný v deseti frekvenčních kanálech v rozsahu 26-36 GHz a odhalil ještě menší fluktuace v CMB a závislost jejich amplitudy na úhlové velikosti dobře potvrzuje teorii akustických oscilací zděděnou z mladého Vesmíru .

Kromě měření intenzity reliktního záření z povrchu Země se chystají i vesmírné experimenty. V roce 2007 se plánuje vypuštění Planckova radioteleskopu (European Space Agency) do vesmíru. Jeho úhlové rozlišení bude výrazně vyšší a jeho citlivost asi 30krát lepší než v experimentu COBE. Astrofyzici proto doufají, že se podaří objasnit mnohá fakta o počátku existence našeho Vesmíru (viz obr. 1).

Vladimír Surdin

Literatura:

Zeldovich Ya.B., Novikov I.D. Struktura a vývoj vesmíru. M., 1975
Kosmologie: Teorie a pozorování. M., 1978
Weinberg S. První tři minuty. Moderní pohled na vznik vesmíru. M., 1981
Hedvábí J. Velký třesk. Zrození a vývoj vesmíru. M., 1982
Sunyaev R.A. Mikrovlnné záření na pozadí. - V knize: Vesmírná fyzika: Malá encyklopedie. M., 1986
Dolgov A.D., Zeldovich Ya.B., Sazhin M.V. Kosmologie raného vesmíru. M., 1988
Novikov I.D. Evoluce vesmíru. M., 1990

kosmické elektromagnetické záření, které na Zemi přichází ze všech stran oblohy s přibližně stejnou intenzitou a má spektrum charakteristické pro záření černého tělesa o teplotě asi 3 K (3 stupně na absolutní Kelvinově stupnici, což odpovídá -270 °C ). Při této teplotě dopadá hlavní část záření na rádiové vlny v rozsahu centimetrů a milimetrů. Hustota energie reliktního záření je 0,25 eV/cm 3 .

Objev reliktního záření v roce 1965 měl velký význam pro kosmologii; stal se jedním z nejvýznamnějších úspěchů přírodních věd 20. století. a pro kosmologii zdaleka nejdůležitější po objevu rudého posuvu ve spektrech galaxií. Slabé reliktní záření nám přináší informace o prvních okamžicích existence našeho Vesmíru, o té vzdálené době, kdy byl celý Vesmír horký a ještě v něm nebyly žádné planety, žádné hvězdy, žádné galaxie. Detailní měření tohoto záření prováděná v posledních letech za pomoci pozemních, stratosférických a vesmírných observatoří odhalují závoj za tajemstvím samotného zrodu vesmíru.

Najít " CMB" na

záření CMB

Extragalaktické mikrovlnné záření pozadí se vyskytuje ve frekvenčním rozsahu od 500 MHz do 500 GHz, což odpovídá vlnovým délkám od 60 cm do 0,6 mm. Toto záření na pozadí nese informace o procesech, které probíhaly ve vesmíru před vznikem galaxií, kvasarů a dalších objektů. Toto záření, nazývané relikvie, bylo objeveno v roce 1965, ačkoli bylo předpovězeno již ve 40. letech Georgym Gamowem a astronomové jej studovali po celá desetiletí.

V rozpínajícím se Vesmíru průměrná hustota hmoty závisí na čase – v minulosti byla větší. Během expanze se však nemění pouze hustota, ale také tepelná energie hmoty, což znamená, že v rané fázi expanze byl vesmír nejen hustý, ale také horký. V důsledku toho by v naší době mělo být pozorováno zbytkové záření, jehož spektrum je stejné jako spektrum absolutně pevné tělo a toto záření by mělo být uvnitř nejvyšší stupeň izotropně. V roce 1964 A.A.Penzias a R.Wilson při testování citlivé rádiové antény objevili velmi slabé mikrovlnné záření na pozadí, kterého se nedokázali žádným způsobem zbavit. Jeho teplota se ukázala být 2,73 K, což je blízko předpovídané hodnotě. Z experimentů na studiu izotropie se ukázalo, že zdroj mikrovlnného záření na pozadí nemůže být umístěn uvnitř Galaxie, protože pak by musela být pozorována koncentrace záření směrem ke středu Galaxie. Zdroj záření nemohl být umístěn ani uvnitř sluneční soustavy. bylo by pozorováno denní kolísání intenzity záření. Z tohoto důvodu byl učiněn závěr o extragalaktické povaze tohoto záření na pozadí. Hypotéza horkého vesmíru tak získala pozorovací základ.

Pro pochopení podstaty CMB je nutné obrátit se k procesům, které probíhaly v raných fázích expanze Vesmíru. Uvažujme, jak se změnily fyzikální podmínky ve vesmíru během procesu expanze.

Nyní každý krychlový centimetr prostoru obsahuje asi 500 kosmických mikrovlnných fotonů pozadí a v tomto objemu je mnohem méně látky. Vzhledem k tomu, že poměr počtu fotonů k počtu baryonů v procesu expanze je zachován, ale energie fotonů v průběhu expanze vesmíru klesá s časem v důsledku rudého posuvu, můžeme usoudit, že někdy v v minulosti byla hustota energie záření větší než hustota energie částic hmoty. Tato doba se nazývá radiační fáze ve vývoji vesmíru. Radiační stadium bylo charakterizováno rovností teploty hmoty a záření. V těch dnech záření zcela určovalo povahu rozpínání vesmíru. Přibližně milion let po začátku rozpínání vesmíru klesla teplota na několik tisíc stupňů a došlo k rekombinaci elektronů, které byly dříve volnými částicemi, s protony a jádry helia, tzn. vznik atomů. Vesmír se stal pro záření průhledným a právě toto záření nyní zachycujeme a nazýváme reliktem. Je pravda, že od té doby v důsledku rozpínání vesmíru fotony snížily svou energii asi 100krát. Obrazně řečeno, kvanta reliktního záření „otiskla“ éru rekombinací a nesou přímou informaci o vzdálené minulosti.

Po rekombinaci se hmota poprvé začala vyvíjet samostatně bez ohledu na záření a začaly v ní vznikat zhuštění – zárodky budoucích galaxií a jejich kupy. Proto jsou pro vědce tak důležité experimenty se studiem vlastností reliktního záření – jeho spektra a prostorových fluktuací. Jejich úsilí nebylo marné: na počátku 90. let. Ruský vesmírný experiment „Relikt-2“ a americký „Kobe“ objevily rozdíly v teplotě reliktního záření sousedních úseků oblohy a odchylka od průměrné teploty je jen asi tisícina procenta. Tyto teplotní změny nesou informaci o odchylce hustoty hmoty od průměrné hodnoty během rekombinační epochy. Po rekombinaci byla hmota ve Vesmíru rozložena téměř rovnoměrně a tam, kde byla hustota alespoň lehce nadprůměrná, byla přitažlivost silnější. Byly to změny hustoty, které následně vedly ke vzniku rozsáhlých struktur pozorovaných ve Vesmíru, kup galaxií a jednotlivých galaxií. Podle moderní nápady, první galaxie se musely zformovat v epoše, která odpovídá rudému posuvu 4 až 8.

Je nějaká šance podívat se ještě dále do éry předcházející rekombinaci? Až do okamžiku rekombinace to byl tlak elektromagnetického záření, který vytvářel především gravitační pole, které zpomalovalo rozpínání Vesmíru. V této fázi se teplota měnila nepřímo úměrně odmocnina od doby, která uplynula od zahájení expanze. Uvažujme postupně o různých fázích expanze raného vesmíru.

Při teplotě přibližně 1013 Kelvinů se ve Vesmíru zrodily a anihilovaly páry různých částic a antičástic: protony, neutrony, mezony, elektrony, neutrina atd. Když teplota klesla na 5 * 1012 K, téměř všechny protony a neutrony anihilovaly , přeměna v kvanta záření; zůstaly pouze ty, pro které „nebylo dost“ antičástic. Právě z těchto „přebytečných“ protonů a neutronů se skládá hlavně látka moderního pozorovatelného vesmíru.

Při Т= 2*1010 K přestala všepronikající neutrina interagovat s hmotou – od té chvíle mělo zůstat „reliktní pozadí neutrin“, které může být detekováno v průběhu budoucích neutrinových experimentů.

Vše, co bylo právě řečeno, se odehrálo při supervysokých teplotách v první vteřině po začátku rozpínání vesmíru. Několik sekund po okamžiku „zrození“ vesmíru začala éra primární nukleosyntézy, kdy se vytvořila jádra deuteria, helia, lithia a berylia. Trval přibližně tři minuty a jeho hlavním výsledkem bylo vytvoření jader helia (25 % hmotnosti celé hmoty Vesmíru). Zbývající prvky, těžší než helium, tvořily zanedbatelnou část látky – asi 0,01 %.

Po epoše nukleosyntézy a před epochou rekombinací (asi 106 let) došlo ke klidnému rozpínání a ochlazování Vesmíru a poté - stovky milionů let po počátku - se objevily první galaxie a hvězdy.

Rozvoj kosmologie a fyziky elementárních částic v posledních desetiletích umožnil teoreticky uvažovat o velmi počátečním, „superhustém“ období rozpínání vesmíru. Ukazuje se, že na samém začátku expanze, kdy byla teplota neuvěřitelně vysoká (více než 1028 K), mohl být vesmír ve zvláštním stavu, ve kterém se rozpínal se zrychlením, a energie na jednotku objemu zůstala konstantní. Tato fáze expanze se nazývala inflační. Takový stav hmoty je možný za jedné podmínky – podtlaku. Fáze ultrarychlé inflační expanze pokrývala malé časové období: skončila v čase asi 10–36 s. Má se za to, že ke skutečnému „zrození“ elementárních částic hmoty v podobě, v jaké je známe nyní, došlo těsně po skončení inflační fáze a bylo způsobeno kolapsem hypotetického pole. Poté expanze vesmíru pokračovala setrvačností.

Hypotéza inflačního vesmíru odpovídá na řadu důležité záležitosti kosmologie, které byly donedávna považovány za nevysvětlitelné paradoxy, zejména v otázce příčiny rozpínání vesmíru. Pokud by vesmír ve své historii skutečně prošel érou, kdy byl velký podtlak, pak by gravitace nevyhnutelně musela způsobovat nikoli přitažlivost, ale vzájemné odpuzování hmotných částic. A to znamená, že se vesmír začal rychle, explozivně rozpínat. Model inflačního Vesmíru je samozřejmě pouze hypotézou: i nepřímé ověření jeho pozic vyžaduje takové nástroje, které v současnosti prostě ještě nejsou vytvořeny. Myšlenka zrychlené expanze vesmíru v nejranější fázi jeho vývoje se však v moderní kosmologii pevně usadila.

Když už mluvíme o raném Vesmíru, náhle jsme přeneseni z největších kosmických měřítek do oblasti mikrosvěta, která je popsána zákony kvantové mechaniky. Fyzika elementárních částic a supervysokých energií je v kosmologii úzce propojena s fyzikou obřích astronomických systémů. Největší a nejmenší se zde vzájemně spojují. To je úžasná krása našeho světa, plného nečekaných propojení a hluboké jednoty.

Projevy života na Zemi jsou nesmírně rozmanité. Život na Zemi představují jaderné a předjaderné, jednobuněčné a mnohobuněčné bytosti; mnohobuněčné jsou zase zastoupeny houbami, rostlinami a živočichy. Kterékoli z těchto království sdružuje různé typy, třídy, řády, čeledi, rody, druhy, populace a jednotlivce.

V celé zdánlivě nekonečné rozmanitosti živých věcí lze rozlišit několik různých úrovní organizace živých věcí: molekulární, buněčná, tkáňová, orgánová, ontogenetická, populační, druhová, biogeocenotická, biosférická. Uvedené úrovně jsou pro usnadnění studia zvýrazněny. Pokud se pokusíme identifikovat hlavní úrovně, které neodrážejí ani tak úrovně studia, jako úrovně organizace života na Zemi, pak by za hlavní kritéria pro takový výběr měla být uznána přítomnost specifických elementárních, diskrétních struktur a elementárních jevy. S tímto přístupem se ukazuje jako nezbytné a dostatečné vyčlenit molekulárně-genetickou, ontogenetickou, populačně-druhovou a biogeocenotickou úroveň (N.V. Timofeev-Resovsky a další).

Molekulárně genetická úroveň. Při studiu této úrovně bylo zřejmě největší jasnosti dosaženo v definici základních pojmů, stejně jako v identifikaci elementárních struktur a jevů. Vývoj chromozomální teorie dědičnosti, analýza procesu mutace a studium struktury chromozomů, fágů a virů odhalily hlavní rysy organizace elementárních genetických struktur a jevů s nimi spojených. Je známo, že hlavními strukturami na této úrovni (kódy dědičné informace přenášené z generace na generaci) jsou DNA, délkově diferencované na kódové elementy – triplety dusíkatých bází, které tvoří geny.

Geny na této úrovni organizace života představují elementární jednotky. Za hlavní elementární jevy spojené s geny lze považovat jejich lokální strukturální změny (mutace) a přenos v nich uložených informací do intracelulárních řídicích systémů.

Kovariantní reduplikace nastává na principu matrice přerušením vodíkových vazeb dvoušroubovice DNA za účasti enzymu DNA polymerázy. Poté si každé z vláken vytvoří odpovídající vlákno pro sebe, načež se nová vlákna vzájemně komplementárně spojí Pyrimidinové a purinové báze komplementárních vláken jsou navzájem vodíkovými vazbami pomocí DNA polymerázy. Tento proces je velmi rychlý. Samosestavení DNA Escherichia coli, která se skládá z asi 40 tisíc párů bází, tedy vyžaduje pouhých 100 s. Genetická informace je přenášena z jádra molekulami mRNA do cytoplazmy k ribozomům a tam se podílí na syntéze proteinů. Protein obsahující tisíce aminokyselin je v živé buňce syntetizován za 5–6 minut, zatímco u bakterií je to rychlejší.

Hlavní řídicí systémy jak při konvariantní reduplikaci, tak při intracelulárním přenosu informace využívají "princip matrice", tzn. jsou matice, vedle kterých jsou postaveny odpovídající specifické makromolekuly. V současné době probíhá úspěšně dešifrování struktury vložené do struktury. nukleové kyseliny kód, který slouží jako matrice při syntéze specifických proteinových struktur v buňkách. Reduplikace založená na kopírování matrice zachovává nejen genetickou normu, ale i odchylky od ní, tzn. mutace (základ evolučního procesu). Dostatečně přesná znalost molekulárně-genetické úrovně je nezbytným předpokladem pro jasné pochopení životních jevů vyskytujících se na všech ostatních úrovních organizace života.

Co znamená „reliktní“ záření?

Relikt nazývaný pozadí kosmického záření, jehož spektrum odpovídá spektru zcela černého tělesa o teplotě asi 3 stupně Kelvina. Toto záření je pozorováno na vlnových délkách od několika milimetrů do desítek centimetrů; je téměř izotropní. Objev reliktního záření byl rozhodujícím potvrzením teorie horkého Vesmíru, podle níž měl Vesmír v minulosti mnohem vyšší hustotu hmoty a velmi vysokou teplotu než nyní. Dnes zaznamenané reliktní záření je informací o dávno minulých událostech, kdy stáří vesmíru bylo pouhých 300–500 tisíc let a hustota byla asi 1000 atomů na centimetr krychlový. Tehdy teplota původního Vesmíru klesla na asi 3000 stupňů Kelvina, elementární částice vytvořily atomy vodíku a helia a náhlé vymizení volných elektronů vedlo k záření, kterému dnes říkáme relikt.

Kosmické elektromagnetické záření, které na Zemi přichází ze všech stran oblohy s přibližně stejnou intenzitou a má spektrum charakteristické pro záření černého tělesa o teplotě asi 3 K (3 stupně na absolutní Kelvinově stupnici, což odpovídá -270 °C ). Při této teplotě dopadá hlavní část záření na rádiové vlny v rozsahu centimetrů a milimetrů. Hustota energie reliktního záření je 0,25 eV/cm 3 .
Experimentální radioastronomové toto záření raději nazývají „kosmické mikrovlnné pozadí“ (CMB). Teoretickí astrofyzikové to často nazývají „reliktní záření“ (termín navrhl ruský astrofyzik I.S. Shklovsky), protože v rámci dnes obecně přijímané teorie horkého vesmíru toto záření vzniklo v rané fázi expanze našeho světa, kdy jeho látka byla prakticky homogenní a velmi horká. Někdy se ve vědecké a populární literatuře můžete setkat také s termínem „třístupňové kosmické záření“. V následujícím budeme toto záření nazývat „relikvie“.
Objev reliktního záření v roce 1965 měl velký význam pro kosmologii; stal se jedním z nejvýznamnějších úspěchů přírodních věd 20. století. a pro kosmologii zdaleka nejdůležitější po objevu rudého posuvu ve spektrech galaxií. Slabé reliktní záření nám přináší informace o prvních okamžicích existence našeho Vesmíru, o té vzdálené době, kdy byl celý Vesmír horký a ještě v něm nebyly žádné planety, žádné hvězdy, žádné galaxie. Detailní měření tohoto záření prováděná v posledních letech za pomoci pozemních, stratosférických a vesmírných observatoří odhalují závoj za tajemstvím samotného zrodu vesmíru.
teorie horkého vesmíru. V roce 1929 americký astronom Edwin Hubble (1889-1953) zjistil, že většina galaxií se od nás vzdaluje a čím rychleji je galaxie dále (Hubbleův zákon). To bylo interpretováno jako obecná expanze vesmíru, která začala asi před 15 miliardami let. Vyvstala otázka, jak vesmír vypadal v dávné minulosti, kdy se galaxie teprve začaly od sebe vzdalovat, a ještě dříve. Přestože matematický aparát založený na Einsteinově obecné teorii relativity a popisující dynamiku vesmíru vytvořili již ve dvacátých letech minulého století Willem de Sitter (1872-1934), Alexander Friedmann (1888-1925) a Georges Lemaitre (1894-1966), o fyzice nebylo nic známo o stavu vesmíru v rané epoše jeho vývoje. Nebylo ani jisté, že v historii vesmíru existuje určitý okamžik, který lze považovat za „počátek expanze“.
Rozvoj jaderné fyziky ve 40. letech 20. století umožnil vývoj teoretických modelů vývoje vesmíru v minulosti, kdy měla být jeho hmota stlačena na vysokou hustotu, při níž byly možné jaderné reakce. Tyto modely měly především vysvětlit složení hmoty Vesmíru, která byla v té době již celkem spolehlivě měřena z pozorování spekter hvězd: v průměru se skládají ze 2/3 vodíku a 1/3 helia a všechny ostatní chemické prvky dohromady tvoří ne více než 2 %. Znalost vlastností intranukleárních částic - protonů a neutronů - umožnila vypočítat možnosti začátku expanze vesmíru, lišící se počátečním obsahem těchto částic a teplotou látky a zářením, které je v termodynamické rovnováze. s tím. Každá z variant dala své vlastní složení výchozí substance Vesmíru.
Pomineme-li detaily, pak pro podmínky, za kterých probíhal počátek rozpínání Vesmíru, existují dvě zásadně odlišné možnosti: jeho substance mohla být buď studená, nebo horká. Důsledky jaderných reakcí se od sebe zásadně liší. Přestože myšlenku možnosti horké minulosti vesmíru vyjádřil ve svých raných dílech Lemaitre, historicky se o možnosti studeného začátku poprvé uvažovalo ve 30. letech 20. století.
V prvních předpokladech se věřilo, že veškerá hmota vesmíru existovala nejprve ve formě studených neutronů. Později se ukázalo, že takový předpoklad odporuje pozorování. Faktem je, že neutron ve volném stavu se rozpadá v průměru 15 minut po svém výskytu a mění se na proton, elektron a antineutrino. V rozpínajícím se vesmíru by se výsledné protony začaly spojovat se zbývajícími neutrony a tvořily by jádra atomů deuteria. Dále by řetězec jaderných reakcí vedl ke vzniku jader atomů helia. Složitější atomová jádra, jak ukazují výpočty, v tomto případě prakticky nevznikají. V důsledku toho by se veškerá hmota změnila na helium. Takový závěr je v ostrém rozporu s pozorováním hvězd a mezihvězdné hmoty. Převaha chemických prvků v přírodě odmítá hypotézu o začátku expanze hmoty ve formě studených neutronů.
V roce 1946 ve Spojených státech navrhl „horkou“ verzi počátečních fází expanze vesmíru fyzik ruského původu Georgy Gamov (1904-1968). V roce 1948 vyšla práce jeho spolupracovníků Ralpha Alfera a Roberta Hermana, která uvažovala o jaderných reakcích v horké hmotě na počátku kosmologické expanze s cílem získat v současnosti pozorovaný poměr mezi počtem různých chemických prvků a jejich izotopů. V těchto letech byla přirozená touha vysvětlit původ všech chemických prvků jejich syntézou v prvních okamžicích vývoje hmoty. Faktem je, že tehdy mylně odhadli dobu, která uplynula od počátku rozpínání Vesmíru, na pouhé 2-4 miliardy let. Bylo to způsobeno nadhodnocenou hodnotou Hubbleovy konstanty, která v těchto letech vyplývala z astronomických pozorování.
Při porovnání stáří vesmíru na 2-4 miliardách let s odhadovaným stářím Země - asi 4 miliardy let - bylo nutné předpokládat, že Země, Slunce a hvězdy vznikly z primární hmoty s již hotovým chemickým složením. . Věřilo se, že toto složení se nijak výrazně nezměnilo, protože syntéza prvků ve hvězdách je pomalý proces a před vznikem Země a dalších těles nebyl čas na její realizaci.
Následná revize stupnice extragalaktických vzdáleností vedla také k revizi stáří Vesmíru. Teorie hvězdného vývoje úspěšně vysvětluje původ všech těžkých prvků (těžších než helium) jejich nukleosyntézou ve hvězdách. Nebylo třeba vysvětlovat původ všech prvků, včetně těžkých, v rané fázi expanze vesmíru. Podstata hypotézy horkého vesmíru se však ukázala jako správná.
Na druhé straně je množství helia ve hvězdách a mezihvězdném plynu asi 30 % hmotnosti. To je mnohem více, než lze vysvětlit jadernými reakcemi ve hvězdách. To znamená, že helium, na rozdíl od těžkých prvků, by mělo být syntetizováno na začátku expanze vesmíru, ale zároveň - v omezeném množství.
Hlavní myšlenkou Gamowovy teorie je právě to, že vysoká teplota hmoty zabraňuje přeměně veškeré hmoty na helium. V okamžiku 0,1 s po začátku expanze byla teplota asi 30 miliard K. V takto horké látce je mnoho fotonů s vysokou energií. Hustota a energie fotonů jsou tak vysoké, že světlo interaguje se světlem, což vede k vytvoření elektron-pozitronových párů. Anihilace párů může zase vést k produkci fotonů, stejně jako k produkci párů neutrin a antineutrin. V tomto "vařícím kotli" je obyčejná záležitost. Při velmi vysokých teplotách nemohou existovat složitá atomová jádra. Okamžitě by byly rozbity okolními energetickými částicemi. Proto těžké částice hmoty existují ve formě neutronů a protonů. Interakce s energetickými částicemi způsobují, že se neutrony a protony rychle přeměňují v sebe navzájem. Reakce slučování neutronů s protony však neprobíhají, protože vzniklé jádro deuteria je okamžitě rozbito částicemi s vysokou energií. Takže kvůli vysoké teplotě na samém začátku se řetězec vedoucí k tvorbě helia přeruší.
Až když se expanze vesmíru ochladí pod miliardu kelvinů, část výsledného deuteria je již uložena a vede k fúzi helia. Výpočty ukazují, že teplotu a hustotu hmoty lze upravit tak, aby do této doby byl podíl neutronů v hmotě asi 15 % hmotnosti. Tyto neutrony se spojí se stejným počtem protonů a vytvoří asi 30 % helia. Zbývající těžké částice zůstaly ve formě protonů – jader atomů vodíku. Jaderné reakce končí po prvních pěti minutách po začátku rozpínání vesmíru. V budoucnu, jak se vesmír rozpíná, teplota jeho hmoty a záření klesá. Vyplývá to z prací Gamowa, Alphera a Hermana v roce 1948: jestliže teorie horkého vesmíru předpovídá vznik 30 % helia a 70 % vodíku jako hlavních chemických prvků přírody, pak musí být moderní vesmír nevyhnutelně naplněn zbytek („relikt“) primitivního horkého záření a současná teplota tohoto záření na pozadí by měla být asi 5 K.
Gamowovou hypotézou však rozbor různých variant počátku kosmologické expanze neskončil. Na počátku 60. let 20. století učinil důmyslný pokus o návrat ke studené verzi Ya.B.Zel'dovich, který navrhl, že původní studená hmota se skládá z protonů, elektronů a neutrin. Jak ukázal Zel'dovich, taková směs se při expanzi transformuje na čistý vodík. Helium a další chemické prvky byly podle této hypotézy syntetizovány později, když se tvořily hvězdy. Všimněte si, že v této době již astronomové věděli, že vesmír je několikrát starší než Země a většina hvězd kolem nás, a údaje o množství helia v předhvězdné hmotě byly v těch letech stále velmi nejisté.
Zdálo by se, že hledání kosmického mikrovlnného záření na pozadí by se mohlo stát rozhodujícím testem pro výběr mezi studenými a horkými modely vesmíru. Ale z nějakého důvodu, po mnoho let po předpovědi Gamowa a jeho kolegů, se nikdo vědomě nepokusil toto záření detekovat. Objevili ho zcela náhodou v roce 1965 radiofyzikové z americké společnosti „Bell“ R. Wilson a A. Penzias, kteří byli v roce 1978 oceněni Nobelovou cenou.
Na cestě k objevu reliktního záření. V polovině 60. let astrofyzici pokračovali v teoretickém studiu horkého modelu vesmíru. Výpočet očekávaných charakteristik CMB provedli v roce 1964 A. G. Doroshkevich a I. D. Novikov v SSSR a nezávisle F. Hoyle a R. J. Taylor ve Velké Británii. Ale tato díla, stejně jako dřívější práce Gamowa a jeho kolegů, nepřitáhla pozornost. Už ale přesvědčivě prokázali, že lze pozorovat reliktní záření. Navzdory extrémní slabosti tohoto záření v naší éře se naštěstí nachází v té oblasti elektromagnetického spektra, kde všechny ostatní vesmírné zdroje jako celek vyzařují ještě slabší. K jeho objevu tedy mělo vést cílené pátrání po kosmickém mikrovlnném pozadí, ale radioastronomové o něm nevěděli.
Zde je to, co řekl A. Penzias ve své Nobelově přednášce: „První publikované uznání CMB jako detekovatelného jevu v rádiovém dosahu se objevilo na jaře 1964 v krátkém článku A. G. Doroshkeviche a I. D. Novikova s názvem Průměrná hustota záření v Metagalaxii a některé otázky relativistické kosmologie. Anglický překlad se sice objevil v témže roce, ale o něco později, ve známém časopise Sovetskaya Fizika - Doklady, článek zřejmě nevzbudil pozornost jiných odborníků v této oblasti. Tento vynikající článek nejen dedukuje spektrum CMB jako jev černého tělesa, ale také se jasně zaměřuje na dvacetistopý rohový reflektor Bellových laboratoří v Crawford Hill jako nejvhodnější nástroj pro jeho detekci!“ (citováno: Sharov A.S., Novikov I.D. Muž, který objevil výbuch vesmíru: Život a dílo Edwina Hubbla M., 1989).
Bohužel tento článek zůstal nepovšimnut ani teoretiky, ani pozorovateli; nestimulovalo to hledání kosmického mikrovlnného záření na pozadí. Historici vědy si stále kladou otázku, proč se po mnoho let nikdo nepokusil vědomě hledat záření z horkého Vesmíru. Je zvláštní, že v minulosti tento objev - jeden z největších ve 20. století. - vědci několikrát prošli, aniž by si toho všimli.
Například reliktní záření mohlo být objeveno již v roce 1941. Poté kanadský astronom E. McKellar analyzoval absorpční čáry způsobené ve spektru hvězdy Zeta Ophiuchus mezihvězdnými molekulami kyanidu. Došel k závěru, že tyto čáry ve viditelné oblasti spektra se mohou objevit pouze tehdy, když světlo pohltí rotující azurové molekuly a jejich rotace musí být vybuzena zářením o teplotě asi 2,3 K. Nikdo samozřejmě nemohl mít domnívali se tehdy, že excitace rotačních úrovní těchto molekul způsobená reliktním zářením. Teprve po jeho objevení v roce 1965 byly publikovány práce I.S.Shklovského, J. Fielda a dalších, ve kterých se ukázalo, že excitace rotace mezihvězdných azurových molekul, jejichž linie jsou jasně pozorovány ve spektrech mnoha hvězd, je způsobena právě reliktním zářením.
Ještě dramatičtější příběh se odehrál v polovině 50. let. Poté mladý vědec T.A. Shmaonov pod vedením slavných sovětských radioastronomů S.E. Khaikina a N.L. Kaidanovského změřil radiovou emisi z vesmíru o vlnové délce 32 cm. Tato měření byla provedena pomocí rohovinové antény podobné té, která se používala o mnoho let později. od Penziase a Wilsona. Šmaonov pečlivě studoval možné rušení. Samozřejmě v té době neměl k dispozici tak citlivé přijímače, jaké měli později Američané. Výsledky Šmaonova měření byly publikovány v roce 1957 v jeho doktorské práci a v časopise Devices and Experimental Technique. Závěr z těchto měření byl následující: "Ukázalo se, že absolutní hodnota efektivní teploty radiové emise pozadí... je rovna 4 ± 3 K." Shmaonov zaznamenal nezávislost intenzity záření na směru na obloze a na čase. Přestože chyby měření byly velké a není třeba hovořit o spolehlivosti obrázku 4, je nám nyní jasné, že Šmaonov změřil přesně kosmické mikrovlnné záření na pozadí. Bohužel ani on, ani další radioastronomové nevěděli nic o možnosti existence kosmického mikrovlnného záření na pozadí a nepřikládali těmto měřením patřičnou důležitost.
Nakonec kolem roku 1964 vědomě přistoupil k tomuto problému známý experimentální fyzik z Princetonu (USA) Robert Dicke. Ačkoli jeho úvahy byly založeny na teorii „oscilujícího“ vesmíru, který opakovaně zažívá expanzi a kontrakci, Dicke jasně chápal, že je třeba hledat CMB. Z jeho iniciativy provedl začátkem roku 1965 mladý teoretik F. J. E. Peebles potřebné výpočty a P. G. Roll a D. T. Wilkinson začali na střeše Palmer Physics Laboratory v Princetonu stavět malou nízkošumovou anténu. Pro vyhledávání záření na pozadí není nutné používat velké radioteleskopy, protože záření přichází ze všech směrů. Nic se nezíská z toho, že velká anténa soustředí paprsek na menší plochu oblohy. Dickeho skupina ale na plánovaný objev nestihla: když už bylo jejich vybavení připraveno, stačilo jen potvrdit objev, který den předtím náhodně učinili jiní.