Reliktní záření vesmíru. Co je záření CMB?

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 kosmické mikrovlnné záření na pozadí, bylo objeveno v roce 1965, ačkoli bylo předpovězeno již ve 40. letech Georgem Gamowem a astronomové jej studovali po celá desetiletí.

V rozpínajícím se Vesmíru průměrná hustota hmoty závisí na čase – v minulosti byla vyšší. Během expanze se však mění nejen hustota, ale i tepelná energie látky, což znamená, že v rané fázi expanze byl vesmír nejen hustý, ale také horký. V důsledku toho by v naší době mělo existovat zbytkové záření, jehož spektrum je stejné jako spektrum absolutně pevného tělesa a toto záření by mělo být vysoce izotropní. V roce 1964 A.A.Penzias a R.Wilson při testování citlivé rádiové antény objevili velmi slabé mikrovlnné záření na pozadí, kterého se nedokázali nijak zbavit. Jeho teplota se ukázala být 2,73 K, což je blízko předpovídané hodnotě. Z experimentů izotropie se ukázalo, že zdroj záření mikrovlnného pozadí nemůže být umístěn uvnitř Galaxie, od té doby by měla být pozorována koncentrace záření směrem ke středu Galaxie. Zdroj záření nemohl být umístěn uvnitř Sluneční soustavy, protože Docházelo by k denním změnám intenzity záření. Z tohoto důvodu byl učiněn závěr o extragalaktické povaze tohoto záření na pozadí. Hypotéza horkého vesmíru tak získala pozorovací základ.

Abychom pochopili podstatu kosmického mikrovlnného záření na pozadí, je nutné se obrátit na procesy, 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 reliktních fotonů a na objem je mnohem méně hmoty. Vzhledem k tomu, že poměr počtu fotonů k počtu baryonů během expanze je zachován, ale energie fotonů během expanze vesmíru v průběhu času klesá vlivem červeného posunu, můžeme usoudit, že někdy v minulosti energie hustota záření byla větší než hustota energie částic hmoty. Tato doba se nazývá radiační fáze ve vývoji vesmíru. Radiační stadium bylo charakterizováno rovností teploty látky a záření. V té době záření zcela určovalo povahu rozpínání Vesmíru. Asi milion let po začátku expanze vesmíru klesla teplota na několik tisíc stupňů a došlo k rekombinaci elektronů, které byly dříve volnými částicemi, s protony a jádry helia, tzn. tvorba atomů. Vesmír se stal pro záření transparentním a je to právě toto záření, které nyní detekujeme a nazýváme reliktním zářením. Je pravda, že od té doby v důsledku expanze vesmíru fotony snížily svou energii asi 100krát. Obrazně řečeno, kvanta kosmického mikrovlnného pozadí „otiskla“ éru rekombinací a nesla přímou informaci o vzdálené minulosti.

Po rekombinaci se hmota začala poprvé vyvíjet samostatně bez ohledu na záření a začaly se v ní objevovat hustoty – zárodky budoucích galaxií a jejich kupy. To je důvod, proč jsou pro vědce tak důležité experimenty ke studiu vlastností kosmického mikrovlnného záření na pozadí – jeho spektra a prostorových fluktuací. Jejich úsilí nebylo marné: na počátku 90. let. Ruský vesmírný experiment Relikt-2 a americký Kobe objevili rozdíly v teplotě záření kosmického mikrovlnného pozadí sousedních oblastí 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 distribuována téměř rovnoměrně a tam, kde byla hustota alespoň mírně nadprůměrná, byla přitažlivost silnější. Byly to změny hustoty, které následně vedly ke vzniku rozsáhlých struktur, kup galaxií a jednotlivých galaxií pozorovaných ve vesmíru. Podle moderních představ by první galaxie měly vzniknout v epoše, která odpovídá rudému posuvu od 4 do 8.

Existuje šance podívat se ještě dále do éry před rekombinací? Až do okamžiku rekombinace to byl tlak elektromagnetického záření, který vytvářel hlavně gravitační pole, které zpomalovalo rozpínání Vesmíru. V této fázi se teplota měnila nepřímo úměrně druhé odmocnině času, který uplynul od začátku 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, byly téměř všechny protony a neutrony anihilovaný, měnící se v radiační kvanta; Zůstaly pouze ty, pro které „nebylo dost“ antičástic. Právě z těchto „přebytečných“ protonů a neutronů se skládá hlavně hmota moderního pozorovatelného vesmíru.

Při T = 2*1010 K přestala všepronikající neutrina interagovat s hmotou – od té chvíle mělo zůstat „reliktní neutrinové pozadí“, které může být detekováno během budoucích experimentů s neutriny.

Vše, o čem se právě hovořilo, se odehrálo při ultravysokých teplotách v první sekundě po začátku rozpínání vesmíru. Několik sekund po „zrození“ vesmíru začala éra primární nukleosyntézy, kdy se tvořila jádra deuteria, helia, lithia a berylia. Trval přibližně tři minuty a jeho hlavním výsledkem bylo vytvoření jader helia (25 % hmotnosti veškeré hmoty ve vesmíru). Zbývající prvky, těžší než helium, tvořily zanedbatelnou část látky – asi 0,01 %.

Po éře nukleosyntézy a před érou rekombinací (asi 106 let) došlo k tiché expanzi a ochlazení vesmíru a poté - stovky milionů let po začátku - 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 pokryla malé časové období: skončila asi za 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 rozpadem hypotetického pole. Poté expanze vesmíru pokračovala setrvačností.

Hypotéza inflačního vesmíru odpovídá na řadu důležitých otázek v kosmologii, které byly donedávna považovány za nevysvětlitelné paradoxy, zejména na otázku příčiny rozpínání vesmíru. Pokud vesmír ve své historii skutečně prošel érou, kdy byl velký podtlak, pak gravitace nevyhnutelně měla 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 ustanovení vyžaduje nástroje, které prostě ještě nebyly vytvořeny. Myšlenka zrychleného rozpínání vesmíru v nejranější fázi jeho vývoje však pevně vstoupila do moderní kosmologie.

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

Projevy života na Zemi jsou nesmírně rozmanité. Život na Zemi představují nukleární a prenukleární, jedno- a mnohobuněční tvorové; mnohobuněčné jsou zase zastoupeny houbami, rostlinami a živočichy. Kterékoli z těchto království sdružuje různé typy, třídy, řády, čeledi, rody, druhy, populace a jednotlivce.

Ve vší 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, odrážející ani tak úrovně studia, jako úrovně organizace života na Zemi, pak by hlavním kritériem pro takovou identifikaci měla být přítomnost konkrétních elementárních, diskrétních struktur a elementárních jevů. S tímto přístupem se ukazuje jako nezbytné a dostatečné rozlišit molekulárně genetickou, ontogenetickou, populačně-druhovou a biogeocenotickou úroveň (N.V. Timofeev-Resovsky a další).

Molekulárně genetická úroveň. Při studiu této úrovně bylo zřejmě největší přehlednosti dosaženo v definici základních pojmů a také 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 souvisejících jevů. 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.

Ke konvariantní reduplikaci dochází podle templátového principu přerušením vodíkových vazeb dvoušroubovice DNA za účasti enzymu DNA polymerázy. Poté každé z vláken vytvoří odpovídající vlákno, načež se nová vlákna vzájemně komplementárně spojí Pyrimidinové a purinové báze komplementárních vláken jsou drženy pohromadě vodíkovými vazbami pomocí DNA polymerázy. Tento proces se provádí velmi rychle. Samosestavení DNA Escherichia coli, sestávající z přibližně 40 tisíc nukleotidových párů, tedy vyžaduje pouhých 100 s. Genetická informace je přenášena z jádra molekulami mRNA do cytoplazmy k ribozomům a tam se účastní syntézy proteinů. Protein obsahující tisíce aminokyselin je syntetizován v živé buňce za 5–6 minut, v bakteriích rychleji.

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 se úspěšně daří dešifrovat kód vložený do struktury nukleových kyselin, který slouží jako matrice pro syntézu 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.

záření CMB

Astronomická pozorování ukazují, že kromě jednotlivých zdrojů záření v podobě hvězd a galaxií existuje ve Vesmíru záření, které není rozděleno na jednotlivé zdroje – záření pozadí. Je pozorován ve všech rozsazích elektromagnetického spektra. Radiace pozadí je v zásadě součtem záře různých zdrojů (galaxií, kvasarů, mezigalaktického plynu), tak vzdálených, že moderní prostředky astronomického pozorování zatím nedokážou rozdělit jejich celkové záření na jednotlivé složky (nezapomeňte, že Mléčná dráha byla považována za souvislý pruh až do světla 17. století a teprve v roce 1610 Galileo Galilei, zkoumající jej dalekohledem, zjistil, že se skládá z jednotlivých hvězd).

V roce 1965 objevili američtí radiotechnici A. Penzias a R. Wilson záření pozadí v mikrovlnném rozsahu (vlnová délka od 300 μm do 50 cm, frekvence od 6 10 8 Hz do 10 12 Hz). Na těchto frekvencích elektromagnetických vln prostě neexistují žádné zdroje, které by mohly produkovat záření pozadí takového jasu. Toto záření je velmi homogenní: až do tisícin procenta je jeho intenzita konstantní po celé obloze. Všimněte si, že několik procent „sněhu“, který se objeví na televizní obrazovce na nevyladěném kanálu, je způsobeno právě mikrovlnným zářením pozadí.

Hlavní vlastností mikrovlnného záření na pozadí je jeho spektrum (tj. rozložení intenzity jako funkce frekvence nebo vlnové délky), znázorněné na Obr. 5.1.2. Spektrum tohoto záření přesně odpovídá teoretické křivce, fyzice dobře známé – Planckově křivce. Tento typ spektra se nazývá spektrum černého tělesa. Toto spektrum je charakteristické pro zcela neprůhlednou zahřátou látku. Teplota mikrovlnného záření je asi 3 K (přesněji 2,728 K). Je nemožné dosáhnout Planckova spektra přidáním záření z jakýchkoli zdrojů. Nejspolehlivější potvrzení planckovské povahy spektra záření kosmického mikrovlnného pozadí bylo získáno pomocí americké družice COBE (Cosmic Background Explorer) v roce 1992.

Rovnice Planckovy křivky má tvar

(5.1)

Zde ρ ν je spektrální hustota záření (energie záření na jednotku objemu a na jednotkový frekvenční interval), ν je frekvence, h je Planckova konstanta, c je rychlost světla, k je Boltzmannova konstanta, T je teplota záření.

Mikrovlnné záření z vesmíru se jinak nazývá reliktní záření. Tento název je dán tím, že nese informace o fyzikálních podmínkách, které vládly ve Vesmíru v době, kdy ještě nebyly vytvořeny hvězdy a galaxie. Samotný fakt existence tohoto záření naznačuje, že v minulosti byly vlastnosti Vesmíru výrazně jiné než v současnosti. Abychom tento závěr podpořili, uvádíme následující logický řetězec.

Protože spektrum záření kosmického mikrovlnného pozadí je spektrem zcela černého tělesa, je toto záření tvořeno zcela neprůhledným zahřátým tělesem.
Jelikož k nám toto záření rovnoměrně přichází ze všech stran, jsme ze všech stran obklopeni jakýmsi neprůhledným tělesem.
Vesmír - ve své moderní podobě - je však téměř zcela průhledný pro rádiové vlny v mikrovlnném (milimetrovém a centimetrovém) rozsahu. Hmota vyzařující toto záření je tedy od nás mnohem dále než jakékoli pozorovatelné objekty – galaxie, kvasary atd. Při vzpomínce na zásadu „čím dále v prostoru, tím hlouběji v čase“ dojdeme k závěru, že Vesmír byl zcela neprůhledný v hluboké minulosti, kdy se hvězdy a galaxie ještě netvořily; a protože je neprůhledný, znamená to, že je velmi hustý. Mikrovlnné záření na pozadí je pozůstatkem z té vzdálené éry.

Všimněte si, že téměř dokonalá homogenita tohoto záření je nejlepším argumentem ve prospěch kosmologického principu, ve prospěch homogenity Vesmíru ve velkých měřítcích.

Uveďme některé kvantitativní údaje o kosmickém mikrovlnném záření pozadí. Podle Wienova zákona se teplota záření černého tělesa s vlnovou délkou, při které nastává maximum intenzity λ max, vypočítává podle vzorce

Pro reliktní záření λ max =0,1 cm Průměrná energie kvanta tohoto záření je přibližně 1,05·10 -22 J. V současné době je v každém metru krychlovém přibližně 4·10 8 reliktních fotonů. To je asi miliardkrát více než částice běžné hmoty (přesněji protony; máme na mysli samozřejmě průměrnou hustotu).

Změna teploty záření kosmického mikrovlnného pozadí v průběhu času

K doložení Gamowova předpokladu o původně horkém stavu Vesmíru použijeme data o kosmickém mikrovlnném záření pozadí. Zkusme pochopit, jaká byla jeho teplota v minulosti. Jinými slovy, pojďme zjistit, jakou teplotu záření kosmického mikrovlnného pozadí by zaznamenal pozorovatel v galaxii s rudým posuvem z. K tomu použijeme vzorec (2.1) λ=λ 0 (1+z), ukazující závislost vlnové délky jakéhokoli (včetně reliktního mikrovlnného pozadí) záření putujícího v intergalaktickém prostoru na rudém posuvu z, a Wienův zákon (5.2) T·λ max =0,29 K cm. Kombinací těchto vzorců zjistíme, že při červeném posuvu z byla teplota záření T CMB

T(z)=T0 (1+z),

(5.3)

Kde To =2,728 K je aktuální teplota (tj. při z = 0). Z tohoto vzorce vyplývá, že dříve byla teplota záření kosmického mikrovlnného pozadí vyšší než nyní.

Existují také přímá experimentální potvrzení tohoto vzoru. Skupina amerických vědců použila největší Keckův dalekohled na světě (na Havaji) se zrcadlem o průměru 10 metrů k získání spekter dvou kvasarů s rudým posuvem z=1,776 az=1,973. Jak tito vědci zjistili, spektrální čáry těchto objektů ukazují, že jsou ozářeny tepelným zářením o teplotě 7,4 ± 0,8 K, respektive 7,9 ± 1,1 K, což je ve výborné shodě s teplotou očekávaného kosmického mikrovlnného záření na pozadí. ze vzorce (5.3): T(1,776) =7,58 K a T(1,973)=8,11 K. Zároveň tyto skutečnosti mimochodem poskytují další argument ve prospěch skutečnosti, že mikrovlnné záření na pozadí k nám přichází z samých hlubinách Vesmíru.

. Georgij Antonovič Gamov (1904-1968).

Čím blíže k velkému třesku, tím žhavější je záření kosmického mikrovlnného pozadí. Při z~1000 (tento rudý posuv odpovídá epoše vzdálené 300 tisíc let od Velkého třesku) byla jeho teplota T~3000 K a v každém krychlovém metru bylo asi 4·1017 reliktních fotonů. Takto silné záření mělo ionizovat veškerý plyn, který v té době existoval. Tak, v dávné minulosti vesmíru hvězdy nemohly existovat a veškerá hmota byla hustá, horká, neprůhledná plazma.

Právě tento výrok tvoří podstatu teorie horkého vesmíru, jejíž základy položil vynikající fyzik Georgij Antonovič Gamov, který se narodil a vystudoval u nás, zde se proslavil jako fyzik, ale byl nucen emigrovat do USA v letech stalinských represí. Tato teorie je stručně diskutována v této části.

> Co je kosmické mikrovlnné záření na pozadí?

Otevírací kosmické mikrovlnné záření pozadí: význam pojmu, teorie velkého třesku, expanze a mapa vesmíru, pohyb světla v prostoru, vliv temné hmoty.

záření CMB– dosvit velkého třesku. To je jeden z nejpřesvědčivějších důkazů, že k této události došlo ve Vesmíru. Nejlépe to vysvětluje Ned Wright z Kalifornské univerzity v Los Angeles.

Jak užitečné je záření CMB?

"Nejužitečnější informace přicházejí na nízké úrovni." Když jsem poprvé začal studovat astronomii, neexistovala žádná 100% důvěra ve spolehlivost teorie velkého třesku. Proto přítomnost kosmického mikrovlnného záření na pozadí v této teorii a jeho absence v konkurenční teorii zaplnila velkou mezeru ve znalostech.

Navíc spektrum záření kosmického mikrovlnného pozadí silně připomíná černou barvu. Protože se jedná o temné těleso, můžeme věřit, že vesmír plynule přešel z neprůhlednosti do průhlednosti. Dipólová anizotropie mikrovlnného pozadí pomáhá přesně určit skutečnost, že se pohybujeme v prostoru. Jedna strana oblohy je mnohem teplejší a druhá chladnější, což naznačuje teplotu záření kosmického mikrovlnného pozadí. Při výpočtu nám vychází, že se pohybujeme desetinou procenta rychlosti světla – 370 km/s. Existuje tedy náš pohyb a pohyb Vesmírem.

Družice Planck umožnila získat více informací o čarách pozadí kosmického mikrovlnného záření na pozadí. Máme rozdíl 3 milikelviny, takže rozdíl v bodové teplotě je +/- 100 mikroquinů. Proto se vám zobrazí podrobný výkres oblasti o rozměru 1,5 stupně. Je vytvářen vlnovou akustikou, která vzniká v důsledku poruch hustoty v raných fázích vývoje Vesmíru. Můžete dokonce sledovat, jak dlouho trvalo, než se vesmír stal průhledným. A to je důležitá informace, pokud se rozhodnete studovat takový globální průmysl.“

Co nám říká kosmické mikrovlnné záření na pozadí a temná hmota?

„CMB má vzor na stupnici 0,5 stupně, což nám dává efektivní linii polohy, jako je nebeská navigace. Změříte jednu hvězdu pomocí sextantu a získáte čáru vaší polohy. Ale když se podíváte na stejný model (nastavení akustických vln), uvidíte, že vše je v distribuci galaxií lokálnější. Samozřejmě mluvíme o vzdálených objektech, ale v kosmologii jde o lokální území.

Tyto galaxie vykazují stejný vlnový vzor a můžete jej změřit, porovnat s tím, co bylo pozorováno v minulosti, a získat linii průsečíku polohy. To pomáhá určit naše místo ve vesmíru, najít a dokonce spočítat mnoho objektů. Ukazuje se také, že existuje temná energie, které zatím nikdo nerozumí, ale víme, co dokáže. Ostatně právě to urychluje expanzi.“ Pokud se podíváte na video, můžete se dozvědět mnohem více zajímavých věcí o kosmickém mikrovlnném záření na pozadí vesmíru (detekce, expanze vesmíru, velký třesk, červený posun, anomálie).

CMB polarizace

Fyzik Dmitrij Gorbunov o experimentu BICEP2, fázi inflace a vývoji teorie gravitace:

CMB anomálie

Astrofyzik Oleg Verkhodanov o nízkých multipólech, vlivu objektů v blízkém vesmíru na kosmologická měření a zohlednění neobjevených zdrojů:

Objev kosmického mikrovlnného záření pozadí

Předmluva

ZÁŘENÍ CMB, kosmické elektromagnetické záření přicházející na Zemi ze všech stran oblohy s přibližně stejnou intenzitou a mající spektrum charakteristické pro záření černého tělesa o teplotě asi 3 K (3 stupně na absolutní Kelvinově stupnici, což odpovídá –270 °C ). Při této teplotě pochází hlavní podíl záření z rádiových vln v rozsahu centimetrů a milimetrů. Hustota energie kosmického mikrovlnného záření na pozadí je 0,25 eV/cm3. Experimentální radioastronomové tomu raději říkají záření „kosmické mikrovlnné záření na pozadí“ (M. f. i.) kosmické mikrovlnné pozadí, CMB). Teoretickí astrofyzici to často nazývají "reliktní záření"(tento termín navrhl ruský astrofyzik I.S. Shklovsky), neboť v rámci dnes obecně přijímané teorie horkého vesmíru toto záření vzniklo v rané fázi expanze našeho světa, kdy jeho hmota byla téměř homogenní a velmi horký. Níže budeme toto záření nazývat „reliktní záření“. Objev kosmického mikrovlnného záření na pozadí v roce 1965 měl obrovské důsledky pro kosmologii; stal se jedním z nejdůležitějších úspěchů přírodních věd dvacátého století a samozřejmě nejdůležitějším pro kosmologii 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 neexistovaly v něm žádné planety, žádné hvězdy, žádné galaxie. Podrobná měření tohoto záření prováděná v posledních letech pomocí pozemních, stratosférických a vesmírných observatoří zvedají oponu tajemství samotného zrodu vesmíru.

Objev CMB

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 Bell Telephone se rozhodli ji použít pro radioastronomická pozorování. Anténa byla 20 stop dlouhá. Spolu s nejmodernějším přijímacím zařízením byl tento radioteleskop v té době nejcitlivějším přístrojem na světě pro měření rádiových vln přicházejících z vesmíru.

V první řadě bylo plánováno měření radiové emise mezihvězdného prostředí naší Galaxie na vlnové délce 7,35 cm Arno Penzias a Robert Wilson nevěděli o teorii horkého Vesmíru a neměli v úmyslu hledat kosmické mikrovlny záření pozadí. Pro přesné měření radiového vyzařování Galaxie bylo nutné vzít v úvahu veškeré možné rušení způsobené zářením zemské atmosféry a povrchu Země a také rušení vznikající v anténě, elektrických obvodech a přijímačích.

Předběžné testy přijímacího systému ukázaly o něco více šumu, než se očekávalo, ale zdálo se pravděpodobné, že to bylo způsobeno mírným přebytkem šumu v obvodech zesilovače. Aby se těchto problémů zbavili, použili Penzias a Wilson zařízení známé jako „studená zátěž“: signál přicházející z antény je porovnáván se signálem z umělého zdroje chlazeného kapalným heliem 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 přicházející z antény. Tento signál obsahuje příspěvky pouze z anténního zařízení, zemské atmosféry a astronomického zdroje rádiových vln v zorném poli antény. Penzias a Wilson očekávali, že anténní zařízení 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 rádiový šum z Galaxie měl být zanedbatelný. Přirozeně byl očekáván určitý rádiový šum na této vlnové délce a 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: o něco méně ve směru zenitu, o něco více ve směrovém horizontu. Očekávalo se, že po odečtení atmosférického členu s jeho charakteristickou směrovou závislostí nezůstane z antény žádný významný signál a to potvrdí, že elektrický šum produkovaný anténním zařízením byl zanedbatelný. Poté bude možné začít studovat samotnou Galaxii na dlouhých vlnových délkách - asi 21 cm, kde je záření Mléčné dráhy docela patrné.

Mikrovlnný hluk

Ke svému překvapení Penzias a Wilson na jaře 1964 zjistili, že přijímají poměrně značné množství směrově nezávislého mikrovlnného šumu o vlnové délce 7,35 cm. Zjistili, že toto „statické pozadí“ se nemění v závislosti na denní době, a později zjistili, že nezávisí na roční době. V důsledku toho se nemohlo jednat o záření z Galaxie, protože v tomto případě by se jeho intenzita měnila v závislosti na tom, zda se anténa dívala podél roviny Mléčné dráhy nebo přes ni. Pokud by se navíc jednalo o záření z naší Galaxie, pak by velká spirální galaxie M 31 v Andromedě, podobná v mnoha ohledech té naší, měla také silně vyzařovat na vlnové délce 7,35 cm, což však nebylo pozorováno. Absence jakékoli změny směru pozorovaného mikrovlnného šumu silně naznačovala, že tyto rádiové vlny, pokud skutečně 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 anténním rohu hnízdí párek holubů. Byli chyceni, odesláni poštou na místo Bell ve Whippany, propuštěni, znovuobjeveni o několik dní později na svém místě v anténě, znovu zajati a nakonec poraženi drastičtějšími prostředky. Během pronájmu 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 klakson 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 vzaty v úvahu, 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“ je od 2,5 do 4,5 kelvinu). Je třeba poznamenat, že jde o velmi jemný experimentální výsledek: pokud by se například zmrzlinový bar umístil před klakson antény, svítil by v dosahu rádia 22 milionůkrát jasněji než odpovídající část oblohy. Vzhledem k neočekávanému výsledku svých pozorování Penzias a Wilson se zveřejněním nijak nespěchali. Ale události se vyvíjely proti jejich vůli. Stalo se, že Penzias zavolal svému příteli Bernardu Burkeovi z Massachusettského technologického institutu ve zcela jiné věci. Krátce předtím se Burke doslechl od svého kolegy Kena Turnera z Carnegie Institution o proslovu, který si vyslechl na Johns Hopkins University, přednesený princetonským teoretikem Philem Peeblesem pod vedením Roberta Dickeho. V této přednášce Peebles tvrdil, že na pozadí musí zůstat rádiový šum z raného vesmíru, který má nyní ekvivalentní teplotu asi 10 K. Penzias zavolal Dicke a obě výzkumné skupiny se setkaly. Robertu Dickemu a jeho kolegům F. Peeblesovi, P. Rollovi a D. Wilkinsonovi bylo jasné, že A. Penzias a R. Wilson objevili kosmické mikrovlnné záření na pozadí horkého vesmíru. Vědci se rozhodli současně publikovat dva dopisy v prestižním časopise Astrophysical Journal. V létě 1965 byly publikovány obě práce: Penzias a Wilson o objevu kosmického mikrovlnného záření na pozadí a Dicke a jeho kolegové - s jeho vysvětlením pomocí teorie horkého vesmíru. Penzias a Wilson zřejmě nebyli zcela přesvědčeni o kosmologické interpretaci svého objevu a 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, kromě toho, že „možné vysvětlení pozorované nadměrné teploty hluku uvádí Dicke, Peebles , Roll a Wilkinson v doprovodném dopise ve stejném čísle časopisu."

V následujících letech byla provedena četná měření na různých vlnových délkách od desítek centimetrů až po zlomek milimetru. Pozorování ukázala, že spektrum záření kosmického mikrovlnného pozadí odpovídá Planckovu vzorci, jak by tomu mělo být pro záření o určité teplotě. Bylo potvrzeno, že tato teplota je přibližně 3 K. Byl učiněn pozoruhodný objev, který dokazuje, že vesmír byl na počátku své expanze horký. Toto je složitá síť událostí, která vyvrcholila objevením horkého vesmíru Penziasem a Wilsonem v roce 1965. Ustavení faktu ultravysoké teploty na počátku rozpínání Vesmíru bylo výchozím bodem nejdůležitějšího výzkumu vedoucího k odhalení nejen astrofyzikálních záhad, ale i tajemství struktury hmoty. Nejpřesnější měření záření kosmického mikrovlnného pozadí byla provedena z vesmíru: jedná se o experiment Relikt na sovětské družici Prognoz-9 (1983–1984) a experiment DMR (Differential Microwave Radiometer) na americké družici. COBE (Cosmic Background Explorer, listopad 1989–1993) Právě to druhé umožnilo nejpřesněji určit teplotu kosmického mikrovlnného záření na pozadí: 2,725 ± 0,002 K.

Vážení návštěvníci!

Vaše práce je zakázána JavaScript. Povolte prosím skripty ve svém prohlížeči a otevře se vám plná funkčnost webu!

Obsah článku

ZÁŘENÍ CMB, kosmické elektromagnetické záření přicházející na Zemi ze všech stran oblohy s přibližně stejnou intenzitou a mající spektrum charakteristické pro záření zcela černého tělesa o teplotě asi 3 K (3 stupně na absolutní Kelvinově stupnici, což odpovídá – 270 °C). Při této teplotě pochází hlavní podíl záření z rádiových vln v rozsahu centimetrů a milimetrů. Hustota energie kosmického mikrovlnného záření na pozadí 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 uznávané teorie horkého vesmíru toto záření vzniklo v rané fázi expanze našeho světa, kdy jeho hmota byla téměř homogenní a velmi horká. Někdy se ve vědecké a populární literatuře můžete setkat také s termínem „třístupňové kosmické záření“. Níže budeme toto záření nazývat „reliktní záření“.

Velký význam pro kosmologii měl objev kosmického mikrovlnného záření na pozadí v roce 1965; stal se jedním z nejvýznamnějších úspěchů přírodních věd 20. století. a samozřejmě pro kosmologii 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 neexistovaly v něm žádné planety, žádné hvězdy, žádné galaxie. Podrobná měření tohoto záření prováděná v posledních letech pomocí pozemních, stratosférických a vesmírných observatoří zvedají oponu tajemství 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 se galaxie nachází (Hubbleův zákon). To bylo interpretováno jako obecná expanze vesmíru, která začala přibližně 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 Friedman (1888–1925) a Georges Lemaitre (1894–1966), o fyzice nebylo nic známo o stavu vesmíru v rané éře jeho vývoje. Nebylo ani jisté, že v historii vesmíru existuje určitý okamžik, který lze považovat za „počátek expanze“.

Rozvoj jaderné fyziky ve 40. letech umožnil vývoj teoretických modelů pro vývoj vesmíru v minulosti, kdy se věřilo, že jeho hmota je 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 změřena 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 možností dávala své vlastní složení původní substance Vesmíru.

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

V prvních předpokladech se věřilo, že veškerá hmota ve vesmíru nejprve existovala ve formě studených neutronů. Později se ukázalo, že tento předpoklad je v rozporu s pozorováními. 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. Tento závěr je v ostrém rozporu s pozorováním hvězd a mezihvězdné hmoty. Převaha chemických prvků v přírodě odmítá hypotézu, že expanze hmoty začíná ve formě studených neutronů.

V roce 1946 v USA navrhl „horkou“ verzi počátečních fází expanze vesmíru fyzik ruského původu Georgy Gamow (1904–1968). V roce 1948 vyšla práce jeho spolupracovníků Ralpha Alphera a Roberta Hermana, která zkoumala jaderné reakce v horké hmotě na počátku kosmologické expanze s cílem získat aktuálně pozorované vztahy mezi množstvím 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 kvůli nadhodnocené hodnotě Hubbleovy konstanty, která vyplynula z astronomických pozorování v těchto letech.

Porovnáním stáří vesmíru na 2–4 miliardy let s odhadem stáří Země – asi 4 miliardy let – jsme museli 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 škály extragalaktických vzdáleností vedla také k revizi stáří vesmíru. Teorie hvězdného vývoje úspěšně vysvětluje původ všech těžkých prvků (těžších než helium) jejich nukleosyntézou ve hvězdách. Již není 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 obsah hélia ve hvězdách a mezihvězdném plynu asi 30 % hmotnosti. To je mnohem více, než lze vysvětlit jadernými reakcemi ve hvězdách. To znamená, že helium by na rozdíl od těžkých prvků mělo být syntetizováno na začátku expanze Vesmíru, ale zároveň v omezeném množství.

Hlavní myšlenkou Gamowovy teorie je právě to, že vysoká teplota látky zabraňuje přeměně veškeré látky na helium. V okamžiku 0,1 sekundy po začátku expanze byla teplota asi 30 miliard K. Takto horká hmota obsahuje mnoho vysokoenergetických fotonů. Hustota a energie fotonů jsou tak vysoké, že světlo interaguje se světlem, což vede k vytvoření párů elektron-pozitron. Anihilace párů může zase vést k produkci fotonů a také ke vzniku párů neutrin a antineutrin. V tomto „vroucím kotli“ je obyčejná látka. 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 vzájemně přeměňují. K reakcím slučování neutronů s protony však nedochází, protože vzniklé jádro deuteria je okamžitě rozbito vysokoenergetickými částicemi. Vlivem vysoké teploty se tak hned na začátku přeruší řetězec vedoucí ke vzniku helia.

Teprve když se rozpínající se vesmír ochladí na teplotu pod miliardu kelvinů, určité množství výsledného deuteria je již uloženo a vede k syntéze helia. Výpočty ukazují, že teplotu a hustotu látky lze upravit tak, aby v tomto okamžiku byl podíl neutronů v látce asi 15 % hmotnostních. Tyto neutrony ve spojení se stejným počtem protonů tvoří asi 30 % helia. Zbývající těžké částice zůstaly ve formě protonů – jader atomů vodíku. Jaderné reakce končí po prvních pěti minutách po zahájení expanze vesmíru. Následně, jak se vesmír rozpíná, teplota jeho hmoty a záření klesá. Z prací Gamowa, Alphera a Hermana v roce 1948 vyplynulo: 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“) prvotního horkého záření a moderní teplota Tato CMB by měla být kolem 5 K.

Gamowovou hypotézou však analýza různých možností počátku kosmologické expanze neskončila. Na počátku 60. let 20. století provedl důmyslný pokus o návrat ke studené verzi Ya.B.Zeldovich, který navrhl, že původní studená hmota se skládá z protonů, elektronů a neutrin. Jak ukázal Zeldovich, taková směs se po expanzi mění 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 těchto letech stále velmi nejisté.

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

Na cestě k detekci kosmického mikrovlnného záření na pozadí.

V polovině 60. let astrofyzici pokračovali v teoretickém studiu horkého modelu vesmíru. Výpočet očekávaných charakteristik záření kosmického mikrovlnného pozadí 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, nepřitahovala pozornost. Ale již přesvědčivě ukázali, že kosmické mikrovlnné záření pozadí lze pozorovat. Navzdory extrémní slabosti tohoto záření v naší éře se naštěstí nachází v té oblasti elektromagnetického spektra, kde všechny ostatní kosmické zdroje obecně vyzařují ještě slabší záření. K jeho objevu tedy mělo vést cílené pátrání po záření kosmického mikrovlnného pozadí, ale radioastronomové o něm nevěděli.

Toto řekl A. Penzias ve své Nobelově přednášce: „První publikované uznání kosmického mikrovlnného záření na pozadí 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 problémy relativistické kosmologie. Ačkoli se anglický překlad objevil téhož roku, o něco později, ve známém časopise Soviet Physics - Reports, článek zřejmě nepřitáhl pozornost jiných odborníků v oboru. Tento pozoruhodný článek nejen dedukuje spektrum CMB jako vlnový jev černého tělesa, ale také se jasně zaměřuje na dvacetistopý rohový reflektor v Bell Laboratory v Crawford Hill jako nejvhodnější nástroj pro jeho detekci! (citováno z: Sharov A.S., Novikov I.D. Muž, který objevil výbuch vesmíru: Život a dílo Edwina Hubbla. M., 1989).

Bohužel tento článek zůstal nepovšimnut jak teoretiky, tak pozorovateli; nestimulovalo to hledání kosmického mikrovlnného záření na pozadí. Historici vědy se stále ptají, 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 kolem, aniž by si ho všimli.

Například kosmické mikrovlnné záření na pozadí mohlo být objeveno již v roce 1941. Poté kanadský astronom E. McKellar analyzoval absorpční čáry způsobené mezihvězdnými molekulami kyanogenu ve spektru hvězdy Zeta Ophiuchi. Došel k závěru, že tyto čáry ve viditelné oblasti spektra mohou vzniknout pouze při pohlcení světla rotujícími molekulami kyanogenu a jejich rotace by měla být vybuzena zářením o teplotě asi 2,3 K. Nikdo samozřejmě nemohl domnívali se tehdy, že excitace rotačních hladin těchto molekul způsobená kosmickým mikrovlnným zářením pozadí. 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 molekul kyanogenu, jejichž čáry jsou zřetelně pozorovány ve spektrech mnoha hvězd, jsou velmi dobře patrné. 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 provedl měření radiové emise z vesmíru na vlnové délce 32 cm. Tato měření byla provedena pomocí rohovinové antény podobné té, která byla o mnoho let později jej použili Penzias a Wilson. Šmaonov pečlivě studoval možné rušení. Samozřejmě v té době ještě neměl k dispozici tak citlivé přijímače, jaké později získali Američané. Výsledky Šmaonova měření byly publikovány v roce 1957 v jeho kandidátské práci a v časopise „Instruments and Experimental Techniques“. Závěr z těchto měření byl následující: „Ukázalo se, že absolutní hodnota efektivní teploty radiové emise na pozadí... je rovna 4 ± 3 K.“ Shmaonov zaznamenal nezávislost intenzity záření na směru na obloze a na čase. Přestože chyby měření byly velké a o nějaké spolehlivosti čísla 4 není třeba hovořit, je nám nyní jasné, že Šmaonov naměřil přesně kosmické mikrovlnné záření na pozadí. Bohužel ani on sám, ani jiní radioastronomové nevěděli nic o možnosti existence kosmického mikrovlnného záření na pozadí a nepřikládali těmto měřením patřičnou důležitost.

Konečně kolem roku 1964 k tomuto problému vědomě přistoupil slavný 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 potřebu hledat kosmické mikrovlnné záření na pozadí. 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 Palmerovy fyzikální laboratoře v Princetonu stavět malou nízkošumovou anténu. K vyhledávání záření na pozadí není nutné používat velké radioteleskopy, protože záření přichází ze všech směrů. Nic nezískáte, když velká anténa zaměří paprsek na menší oblast oblohy. Dickeho skupina však na plánovaný objev neměla čas: když už bylo jejich vybavení připraveno, stačilo jen potvrdit objev, který jiní náhodou učinili den předtím.

Objev kosmického mikrovlnného záření pozadí.

V roce 1960 byla v Crawford Hill, Holmdel (New Jersey, USA) postavena anténa pro příjem rádiových signálů odražených od balónu družice 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 Bell Telephone se rozhodli ji použít pro radioastronomická pozorování. Anténa byla 20 stop dlouhá. Spolu s nejmodernějším přijímacím zařízením byl tento radioteleskop ve své době nejcitlivějším přístrojem na světě pro měření rádiových vln přicházejících z širokých oblastí oblohy. V první řadě bylo plánováno měření radiové emise mezihvězdného prostředí naší Galaxie na vlnové délce 7,35 cm Arno Penzias a Robert Wilson nevěděli o teorii horkého Vesmíru a neměli v úmyslu hledat kosmické mikrovlny záření pozadí.

Pro přesné měření radiového vyzařování Galaxie bylo nutné vzít v úvahu veškeré možné rušení způsobené zářením zemské atmosféry a povrchu Země a také rušení vznikající v anténě, elektrických obvodech a přijímačích. Předběžné testy přijímacího systému ukázaly o něco více šumu, než se očekávalo, ale zdálo se pravděpodobné, že to bylo způsobeno mírným přebytkem šumu v obvodech zesilovače. K překonání těchto problémů Penzias a Wilson použili zařízení známé jako „studená zátěž“: signál přicházející z antény je porovnáván se signálem z umělého zdroje chlazeného kapalným heliem 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 přicházející z antény. Tento signál obsahuje příspěvky pouze z anténního zařízení, zemské atmosféry a astronomického zdroje rádiových vln v zorném poli antény.

Penzias a Wilson očekávali, že anténní zařízení 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 rádiový šum z Galaxie měl být zanedbatelný. Přirozeně byl očekáván určitý rádiový šum na této vlnové délce a 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: o něco méně směrem k zenitu, trochu více směrem k horizontu. Očekávalo se, že po odečtení atmosférického členu s jeho charakteristickou směrovou závislostí nezůstane z antény žádný významný signál a to potvrdí, že elektrický šum produkovaný anténním zařízením byl zanedbatelný. Poté bude možné začít studovat samotnou Galaxii na dlouhých vlnových délkách - asi 21 cm, kde je záření Mléčné dráhy docela patrné. (Všimněte si, že rádiové vlny o vlnových délkách centimetrů nebo decimetrů až do 1 m se obvykle nazývají „mikrovlnné záření“. Tento název je uveden proto, že tyto vlnové délky jsou kratší než ultrakrátké vlny používané v radarech na začátku druhé světové války.)

Ke svému překvapení Penzias a Wilson na jaře 1964 zjistili, že přijímají poměrně značné množství směrově nezávislého mikrovlnného šumu na vlnové délce 7,35 cm. Zjistili, že toto „statické pozadí“ se nemění v závislosti na denní době, a později zjistili, že nezávisí na roční době. V důsledku toho se nemohlo jednat o záření z Galaxie, protože v tomto případě by se jeho intenzita měnila v závislosti na tom, zda se anténa dívala podél roviny Mléčné dráhy nebo přes ni. Pokud by se navíc jednalo o záření z naší Galaxie, pak by velká spirální galaxie M 31 v Andromedě, podobná v mnoha ohledech té naší, měla také silně vyzařovat na vlnové délce 7,35 cm, což však nebylo pozorováno. Absence jakékoli změny směru pozorovaného mikrovlnného šumu silně naznačovala, že tyto rádiové vlny, pokud skutečně existovaly, 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 bylo známo, že se v anténním rohu zahnízdil pár holubů. Byli zajati, odesláni poštou na místo Bell ve Whippany, propuštěni, o několik dní později znovu objeveni ve své pozici v anténě, znovu zajati a nakonec poraženi drastičtějšími prostředky. Během pronájmu 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 klakson a vyčištěny všechny nečistoty, ale toto, stejně jako všechny ostatní triky, přineslo velmi malé snížení pozorované hladiny hluku.

Stalo se, že Penzias zavolal svému příteli Bernardu Burkeovi z Massachusettského technologického institutu ve zcela jiné věci. Krátce předtím se Burke doslechl od svého kolegy Kena Ternera z Carnegie Institution o proslovu, který si vyslechl na Johns Hopkins University, přednesený princetonským teoretikem Philem Peeblesem pod vedením Roberta Dickeho. V této přednášce Peebles tvrdil, že na pozadí musí zůstat rádiový šum z raného vesmíru, který má nyní ekvivalentní teplotu asi 10 K.

Penzias zavolal Dicke a obě výzkumné skupiny se setkaly. Robertu Dickemu a jeho kolegům F. Peeblesovi, P. Rollovi a D. Wilkinsonovi bylo jasné, že A. Penzias a R. Wilson objevili kosmické mikrovlnné záření na pozadí 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 jeho 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, kromě toho, že „možné vysvětlení pozorované nadměrné teploty hluku uvádí Dicke, Peebles , Roll a Wilkinson v doprovodném dopise ve stejném čísle časopisu."

Jde o komplexní prolínání událostí, které vyvrcholily objevem horkého Vesmíru Penziasem a Wilsonem v roce 1965. Ustavení faktu ultravysokých teplot na počátku expanze Vesmíru bylo výchozím bodem nejdůležitější výzkum vedoucí k odhalení nejen astrofyzikálních záhad, ale i tajemství struktury hmoty.

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

Mikrovlnné pozadí jako „nový éter“.

Spektrum záření kosmického mikrovlnného pozadí tedy s velmi vysokou přesností odpovídá záření absolutně černého tělesa (tj. je popsáno Planckovým vzorcem) o teplotě T = 2,73 K. Nicméně malé (asi 0,1 %) odchylky z 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 ustupujících galaxií, v takzvaném „doprovodném referenčním rámci“, který se rozšiřuje spolu s vesmírem. V každém jiném souřadnicovém systému závisí intenzita záření na směru. To je primárně způsobeno pohybem měřícího zařízení vůči CMB: Dopplerův jev vede k „modrání“ fotonů letících směrem k zařízení a k „červenání“ fotonů, které jej dohánějí.

V tomto případě závisí naměřená teplota v porovnání s průměrem (T 0) na směru pohybu: T = T 0 (1 + (v/c) cos i), kde v je rychlost zařízení v souřadnicovém systému spojená s kosmickým mikrovlnným zářením pozadí; c - rychlost světla, i– úhel mezi vektorem rychlosti a směrem pozorování. Na pozadí rovnoměrného rozložení teploty se objevují dva „póly“ - teplé ve směru pohybu a chladné v opačném směru. Proto se taková odchylka od homogenity nazývá „dipól“. Dipólová složka v distribuci záření kosmického mikrovlnného pozadí byla objevena při pozemních pozorováních: ve směru souhvězdí Lva byla teplota tohoto záření 3,5 mK nad průměrem a v opačném směru (souhvězdí Vodnáře) stejné množství pod průměrem. V důsledku toho se pohybujeme vzhledem k CMB rychlostí asi 400 km/s. Přesnost měření se ukázala být tak vysoká, že byly objeveny i roční odchylky v dipólové složce způsobené rotací Země kolem Slunce rychlostí 30 km/s.

Měření z umělých družic Země tato data výrazně zpřesnila. Podle dat COBE se po zohlednění orbitálního pohybu Země ukazuje, že se Sluneční soustava pohybuje tak, že amplituda dipólové složky teploty záření kosmického mikrovlnného pozadí je D T = 3,35 mK; to odpovídá rychlosti 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°. Vezmeme-li v úvahu pohyb samotného Slunce v Galaxii, ukazuje se, že ve vztahu ke všem galaxiím Místní skupiny se Slunce pohybuje rychlostí 316 ± 5 km/s ve směru l 0 = 93 ± 2° a b 0 = –4 ± 2°. Pohyb samotné Místní skupiny vůči záření kosmického mikrovlnného 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.

Studium pohybů galaxií v ještě větším měřítku ukazuje, že sbírka blízkých kup galaxií (119 kup z Abelova katalogu v okruhu 200 Mpc od nás) se pohybuje jako celek vzhledem k CMB rychlostí asi 700 km/s. Naše sousedství vesmíru se tak vznáší v moři kosmického mikrovlnného záření na pozadí znatelnou rychlostí. Astrofyzici opakovaně upozorňují na skutečnost, že samotná skutečnost existence kosmického mikrovlnného záření na pozadí a s ním spojeného vyhrazeného referenčního systému přiděluje tomuto záření roli „nového éteru“. Ale na tom není nic mystického: všechna fyzikální měření v této referenční soustavě jsou ekvivalentní měřením v jakékoli jiné inerciální referenční soustavě. (Pojednání o problému „nového éteru“ v souvislosti s Machovým principem lze nalézt v knize: Zeldovich Ya.B., Novikov I.D. Struktura a vývoj vesmíru. M., 1975).

Anizotropie kosmického mikrovlnného záření pozadí.

Teplota záření kosmického mikrovlnného pozadí je pouze jedním z jeho parametrů, které popisují raný vesmír. Vlastnosti tohoto záření uchovávají i další jasné stopy velmi rané éry ve vývoji našeho světa. Astrofyzici nacházejí tyto stopy analýzou spektra a prostorové nehomogenity (anizotropie) kosmického mikrovlnného záření na pozadí.

Podle teorie horkého Vesmíru asi po 300 tisících letech po začátku expanze klesla teplota látky a s ní spojené záření na 4000 K. Při této teplotě již fotony nemohly ionizovat atomy vodíku a helia. Proto v oné epoše odpovídající rudému posuvu z = 1400 došlo k rekombinaci horkého plazmatu, v jejímž důsledku se plazma změnilo na neutrální plyn. V té době samozřejmě neexistovaly žádné galaxie ani hvězdy. Vznikly mnohem později.

Poté, co se stal neutrálním, plyn vyplňující vesmír se ukázal být prakticky průhledný pro kosmické mikrovlnné záření pozadí (ačkoli v té době to nebyly rádiové vlny, ale světlo z viditelného a blízkého infračerveného záření). Proto se k nám prastaré záření dostává téměř bez zábran z hlubin prostoru a času. Cestou však zažívá určité vlivy a jako archeologické naleziště nese stopy historických událostí.

Například během éry rekombinace atomy emitovaly mnoho fotonů s energií řádově 10 eV, která je desítkykrát vyšší než průměrná energie fotonů rovnovážného záření té doby (při T = 4000 K dochází k extrémním málo takových energetických fotonů, řádově jedna miliardtina jejich celkového počtu). Rekombinační záření by proto mělo značně zkreslit Planckovo spektrum CMB 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 toto zkreslení.

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

Ačkoli v naší době je většina běžné hmoty hustě zabalena do hvězd a galaxií, dokonce i blízko nás, může kosmické mikrovlnné záření na pozadí zaznamenat znatelné zkreslení spektra, pokud jeho paprsky procházejí velkou kupou galaxií na cestě. k zemi. Typicky jsou takové shluky naplněny zředěným, ale velmi horkým mezigalaktickým plynem, který má teplotu asi 100 milionů K. Nízkoenergetické fotony, které se rozptylují na rychlých elektronech tohoto plynu, zvyšují svou energii (stejný inverzní Comptonův efekt) a pohybují se od nízké -frekvenční, Rayleigh-Jeansova oblast spektra do vysokofrekvenční, Vinovská oblast. Tento efekt předpověděli R.A.Sunyaev a Ya.B.Zeldovich a objevili jej radioastronomové ve směru mnoha galaktických kup ve formě poklesu teploty záření v Rayleigh-Jeansově oblasti spektra o 1–3 mK. Sunyaev-Zeldovichův efekt byl první objevený mezi efekty, které vytvářejí anizotropii kosmického mikrovlnného záření na pozadí. Porovnání její hodnoty s rentgenovou svítivostí kup galaxií umožnilo nezávisle určit Hubbleovu konstantu (H = 60 ± 12 km/s/Mpc).

Vraťme se do éry rekombinace. Vesmír byl ve věku necelých 300 000 let téměř homogenním plazmatem, chvějícím se ze zvukových, přesněji řečeno, infrazvukových vln. 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 ve formě sotva znatelného „bobtnání“ v téměř rovnoměrném kosmickém mikrovlnném záření pozadí. . Proto by dnes měla na Zemi přicházet z různých směrů s mírně odlišnými intenzitami. V tomto případě nehovoříme o triviální dipólové anizotropii způsobené pohybem pozorovatele, ale o změnách intenzity, které jsou ve skutečnosti vlastní záření samotnému. Jejich amplituda by měla být extrémně malá: přibližně stotisícina samotné teploty záření, tzn. řádově 0,00003 K. Jsou velmi obtížně měřitelné. První pokusy o určení velikosti těchto malých fluktuací v závislosti na směru na obloze byly provedeny bezprostředně po objevu samotného kosmického mikrovlnného záření na pozadí v roce 1965. Později se nezastavily, ale k objevu došlo až v roce 1992 pomocí zařízení odvezena mimo Zemi. U nás byla taková měření provedena v experimentu Relikt, ale tyto malé výkyvy byly jistěji zaznamenány z americké družice COBE (obr. 1).

V poslední době bylo provedeno a naplánováno mnoho experimentů k měření amplitudy fluktuací záření kosmického mikrovlnného pozadí na 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 zrození vesmíru, o tom, co se dělo bezprostředně po narození, a také o parametrech dnešního vesmíru.

Úhlové rozlišení prvních pozorování - v experimentech Relikt-2 a COBE - bylo velmi špatné, přibližně 7°, takže informace o fluktuacích záření kosmického mikrovlnného pozadí 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 pomocí radioteleskopů, které stoupaly v balónech. 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 milionu metrů krychlových, který byl proveden od 29. prosince 1998 do 9. ledna 1999 kroužit ve výšce 37 km kolem jižního pólu a po nalétání asi 10 tisíc km shodil gondolu s přístroji padákem 50 km od místo startu. Pozorování byla prováděna submilimetrovým dalekohledem s hlavním zrcadlem o průměru 1,2 m, v jehož ohnisku byla umístěna 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 pozorování pokrývala asi 3 % nebeské sféry.

Teplotní nehomogenity záření kosmického mikrovlnného pozadí 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 obyčejná 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 uskutečnil noční lety nad kontinentálními Spojenými státy. Hlavní dalekohled zrcadlo mělo průměr 1,3 m. Přijímací část zařízení tvořilo 16 detektorů pokrývajících 3 frekvenční rozsahy. Sekundární zrcadla byla chlazena na kryogenní teploty a bolometry - dokonce na 0,1 K. Takto nízkou teplotu bylo možné udržet 40 hodin, což omezovalo dobu letu.

Experiment MAXIMA odhalil malé „vlnění“ v úhlovém rozložení teploty záření kosmického mikrovlnného pozadí. Jeho data byla doplněna o pozorování z pozemní observatoře pomocí DASI (Degree Angular Scale Interferometer), instalovaného radioastronomy na University of Chicago (USA) na jižním pólu. Tento 13prvkový kryogenní interferometr pozorovaný v deseti frekvenčních kanálech v rozsahu 26–36 GHz a odhalil ještě menší fluktuace záření kosmického mikrovlnného pozadí a závislost jejich amplitudy na úhlové velikosti dobře potvrzuje teorii akustických kmitů zděděnou od mladý vesmír.

Kromě měření intenzity záření kosmického mikrovlnného pozadí ze zemského povrchu jsou v plánu 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 bude přibližně 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: Physics of Space: A Little Encyclopedia. M., 1986
Dolgov A.D., Zeldovich Ya.B., Sazhin M.V. Kosmologie raného vesmíru. M., 1988
Novikov I.D. Evoluce vesmíru. M., 1990