تابش یادگاری از جهان به طور خلاصه. کشف پس زمینه مایکروویو کیهانی
یکی از اکتشافات جالب مربوط به طیف الکترومغناطیسی است تابش پس زمینه کیهانی. به طور تصادفی کشف شد، اگرچه احتمال وجود آن پیش بینی شده بود.
تاریخچه کشف تابش باقیمانده
تاریخچه کشف تابش باقیماندهدر سال 1964 آغاز شد. کارکنان آزمایشگاه آمریکایی تلفن زنگیک سیستم ارتباطی با استفاده از ماهواره زمین مصنوعی توسعه داد. این سیستم قرار بود روی امواجی به طول 7.5 سانتی متر کار کند. چنین امواج کوتاهی در رابطه با ارتباطات رادیویی ماهواره ای دارای مزایایی است، اما تا آرنو پنزیاسو رابرت ویلسونهیچ کس این مشکل را حل نکرده است آنها در این زمینه پیشگام بودند و باید مطمئن می شدند که هیچ تداخل قوی در طول موج یکسان وجود ندارد یا اینکه کارکنان ارتباطات از قبل از چنین تداخلی اطلاع داشتند. در آن زمان، اعتقاد بر این بود که فقط اشیاء نقطه مانند کهکشان های رادیویییا ستاره ها. منابع امواج رادیویی دانشمندان یک گیرنده بسیار دقیق و یک آنتن شیپوری چرخشی در اختیار داشتند. با کمک آنها، دانشمندان می‌توانستند به تمام فلک گوش بسپارند، دقیقاً همانطور که یک پزشک با گوشی پزشکی به قفسه سینه بیمار گوش می‌دهد.سیگنال منبع طبیعی
و به محض اینکه آنتن به سمت یکی از نقاط آسمان گرفته شد، یک خط منحنی روی صفحه اسیلوسکوپ می رقصید. معمول علامت منبع طبیعی . احتمالاً کارشناسان از شانس خود شگفت زده شدند: در اولین نقطه اندازه گیری - منبع انتشار رادیویی! اما هر جا که آنتن خود را نشانه گرفتند، اثر یکسان باقی ماند. دانشمندان بارها و بارها کارایی تجهیزات را بررسی کردند، اما در نظم کامل بود. و در نهایت، آنها متوجه شدند که یک پدیده ناشناخته قبلی از طبیعت را کشف کرده اند: تمام کیهان، همانطور که بود، پر از امواج رادیویی به طول یک سانتی متر بود. اگر می توانستیم امواج رادیویی را ببینیم، فلک از لبه به لبه برای ما درخشان به نظر می رسید.
امواج رادیویی کیهان کشف پنزیاس و ویلسون منتشر شد. و نه تنها آنها، بلکه دانشمندان بسیاری از کشورهای دیگر نیز شروع به جستجو برای منابع امواج رادیویی مرموز کردند که توسط همه آنتن‌ها و گیرنده‌هایی که برای این منظور سازگار شده‌اند، در هر کجا که هستند و بدون توجه به اینکه کدام نقطه از آسمان را هدف قرار می‌دهند، ضبط می‌شوند. شدت انتشار رادیویی در طول موج 7.5 سانتی متر در هر نقطه دقیقاً یکسان بود، به نظر می رسید که به طور مساوی در سراسر آسمان پخش شده است. تابش CMB توسط دانشمندان محاسبه شده است
دانشمندان شوروی A. G. Doroshkevich و I. D. Novikov که پیش بینی کردند تابش پس زمینهقبل از افتتاح آن سخت ترین محاسبات را انجام داد.. آنها تمام منابع تابش موجود در جهان ما را در نظر گرفتند و چگونگی تغییر تابش اشیاء خاص در طول زمان را در نظر گرفتند. و معلوم شد که در ناحیه امواج سانتی متری، همه این تشعشعات حداقل هستند و بنابراین به هیچ وجه مسئول درخشش آسمان شناسایی شده نیستند. در همین حال، محاسبات بیشتر نشان داد که چگالی تابش لکه دار بسیار زیاد است. در اینجا مقایسه ژله فوتون (همانطور که دانشمندان تابش اسرارآمیز نامیده اند) با جرم تمام مواد موجود در جهان است. اگر تمام مواد همه کهکشان های مرئی به طور مساوی در کل فضای کیهان "لکه دار" شوند، در هر سه متر مکعب فضا فقط یک اتم هیدروژن وجود خواهد داشت (برای سادگی، همه ماده ستاره ها را هیدروژن در نظر می گیریم). . در عین حال، هر سانتی متر مکعب فضای واقعی حاوی حدود 500 فوتون تابش است. حتی اگر تعداد واحدهای ماده و تابش را نه، بلکه مستقیماً جرم آنها را با هم مقایسه کنیم. چنین تشعشعات شدیدی از کجا آمده است؟ زمانی، دانشمند شوروی A. A. Fridman، با حل معادلات معروف اینشتین، کشف کرد که جهان ما در انبساط دائمی است. به زودی تأیید این موضوع پیدا شد. ای هابل آمریکایی کشف کرد رکود کهکشان ها. با تعمیم این پدیده به گذشته، می توان لحظه ای را محاسبه کرد که تمام مواد موجود در کیهان در حجم بسیار کمی بوده و چگالی آن به طور غیرقابل مقایسه ای بیشتر از اکنون بوده است. در جریان انبساط کیهان، طولانی شدن طول موج هر کوانتومی نیز متناسب با انبساط کیهان اتفاق می‌افتد. در عین حال، کوانتوم، همانطور که بود، "خنک" است - هر چه طول موج کوانتوم کوتاهتر باشد، "گرمتر" است. تابش سانتی متری امروزی دمای روشنایی در حدود 3 درجه کلوین مطلق دارد. و ده میلیارد سال پیش، زمانی که جهان به طور غیرقابل مقایسه کوچکتر بود، و چگالی ماده آن بسیار بالا بود، این کوانتوم ها دمایی در حدود 10 میلیارد درجه داشتند. از آن زمان، جهان ما پر از کوانتوم های تابش مداوم خنک کننده شده است. به همین دلیل است که تابش رادیویی سانتی متری که بر روی کیهان "آلوده شده" است، تابش باقی مانده نامیده می شود. آثارهمانطور که می دانید بقایای قدیمی ترین حیوانات و گیاهانی که تا به امروز باقی مانده اند نامیده می شود. کوانتوم های تابشی سانتی متری به مراتب قدیمی ترین آثار ممکن است. به هر حال، شکل گیری آنها متعلق به دورانی است که حدود 15 میلیارد سال با ما فاصله دارد.دانش در مورد جهان تابش پس زمینه مایکروویو کیهانی را به ارمغان آورد
تقریباً هیچ چیز نمی توان گفت که ماده در لحظه صفر چگونه بوده است، زمانی که چگالی آن بی نهایت زیاد بود. اما پدیده ها و فرآیندهایی که در کائناتدرست یک ثانیه پس از تولد او و حتی قبل از آن، تا 10 تا 8 ثانیه، دانشمندان در حال حاضر به خوبی درک می کنند. اطلاعات در مورد این توسط آورده شده است تابش پس زمینه. بنابراین، یک ثانیه از لحظه صفر گذشته است. ماده جهان ما دارای دمای 10 میلیارد درجه بود و از نوعی "فرنی" تشکیل شده بود. کوانتوم های باقیمانده، الکترودها، پوزیترون ها، نوترینوها و پادنوترینوها . چگالی "فرنی" بسیار زیاد بود - بیش از یک تن برای هر سانتی متر مکعب. در چنین "تنگی" برخورد نوترون ها و پوزیترون ها با الکترون ها به طور مداوم رخ می دهد، پروتون ها به نوترون تبدیل می شوند و بالعکس. اما بیشتر از همه در اینجا کوانتا وجود داشت - 100 میلیون برابر بیشتر از نوترون ها و پروتون ها. البته، در چنین چگالی و دمایی، هیچ هسته پیچیده ای از ماده نمی تواند وجود داشته باشد: آنها در اینجا تجزیه نشدند. صد ثانیه گذشت انبساط جهان ادامه یافت، چگالی آن به طور مداوم کاهش یافت، دما کاهش یافت. پوزیترون ها تقریبا ناپدید شدند، نوترون ها به پروتون تبدیل شدند. تشکیل هسته های اتمی هیدروژن و هلیوم آغاز شد. محاسبات انجام شده توسط دانشمندان نشان می دهد که 30 درصد از نوترون ها با هم ترکیب شده و هسته هلیوم را تشکیل می دهند، در حالی که 70 درصد از آنها به تنهایی باقی مانده و تبدیل به هسته های هیدروژن می شوند. در جریان این واکنش‌ها، کوانتوم‌های جدیدی پدید آمدند، اما تعداد آنها دیگر با نسخه اصلی قابل مقایسه نبود، بنابراین می‌توان فرض کرد که اصلاً تغییر نکرده است. انبساط جهان ادامه یافت. چگالی "فرنی" که در ابتدا توسط طبیعت به شدت دم کرده بود، به نسبت مکعب فاصله خطی کاهش یافت. سال ها، قرن ها، هزاره ها گذشت. 3 میلیون سال گذشت. دمای "فرنی" تا آن لحظه به 3-4 هزار درجه کاهش یافته بود ، چگالی ماده نیز به آنچه امروز برای ما شناخته شده است نزدیک شد ، با این حال ، لخته های ماده که از آن ستارگان و کهکشان ها می توانند تشکیل شوند هنوز نمی توانند بوجود بیایند. در آن زمان، فشار تشعشع بسیار زیاد بود و هر گونه تشکیلاتی را از هم جدا می کرد. حتی اتم های هلیوم و هیدروژن یونیزه باقی ماندند: الکترون ها به طور جداگانه وجود داشتند، پروتون ها و هسته های اتمی - همچنین به طور جداگانه. تنها در اواخر دوره سه میلیون ساله اولین غلیظ شدن در "فرنی" خنک کننده ظاهر شد. در ابتدا تعداد آنها بسیار کم بود. به محض اینکه یک هزارم از "فرنی" به پیش ستاره های عجیب و غریب متراکم شد، این تشکیلات مشابه ستاره های مدرن شروع به "سوختن" کردند. و فوتون ها و کوانتوم های انرژی ساطع شده توسط آنها "فرنی" را که شروع به سرد شدن کرده بود تا دمایی گرم کردند که در آن دوباره تشکیل تراکم های جدید غیرممکن بود. دوره های سرد شدن و گرم کردن مجدد "فرنی" توسط طغیان ستاره های اولیه متناوب و جایگزین یکدیگر می شوند. و در مرحله ای از انبساط کیهان، تشکیل توده های جدید تقریباً غیرممکن شد، اگر فقط به این دلیل که "فرنی" زمانی بسیار غلیظ بسیار "رقیق" شده بود. تقریباً 5 درصد از ماده موفق به اتحاد شد و 95 درصد در فضای جهان در حال انبساط پراکنده شد. اینگونه بود که کوانتای زمانی داغ، که تشعشعات باقیمانده را تشکیل می‌داد، «پراکنده» شد. اینگونه بود که هسته های اتم های هیدروژن و هلیوم که بخشی از "فرنی" بودند، پراکنده شدند.فرضیه تشکیل جهان
در اینجا یکی از آنها وجود دارد: بیشتر ماده در جهان ما به هیچ وجه در ترکیب سیارات، ستارگان و کهکشان ها نیست، بلکه یک گاز بین کهکشانی را تشکیل می دهد - 70 درصد هیدروژن و 30 درصد هلیوم، یک اتم هیدروژن در هر متر مکعب فضا. سپس تکامل کیهان از مرحله پیش ستاره ها گذشت و وارد مرحله ماده معمولی برای ما شد، کهکشان های مارپیچی معمولی در حال باز شدن، ستارگان معمولی که آشناترین آنها مال ماست. منظومه‌های سیاره‌ای که در اطراف برخی از این ستارگان تشکیل شده‌اند، حداقل در یکی از این سیارات، حیات به وجود آمد که در سیر تکامل باعث ایجاد هوش شد. دانشمندان هنوز نمی‌دانند که هر چند وقت یکبار ستاره‌هایی در وسعت فضا یافت می‌شوند که توسط رقص سیارات احاطه شده‌اند. آنها همچنین نمی توانند در مورد اینکه چند وقت یکبار چیزی بگویند.
رقص گرد سیارات. و این سؤال که گیاه زندگی چند بار به گل سرسبز ذهن شکوفا می شود، باز می ماند. فرضیه هایی که امروزه برای ما شناخته شده و به همه این سؤالات می پردازند، بیشتر شبیه حدس های غیرمستند هستند. اما امروزه علم مانند بهمن در حال توسعه است. اخیراً، دانشمندان هیچ ایده ای نداشتند که ما چگونه شروع شد. تشعشعات یادگاری که حدود 70 سال پیش کشف شد، کشیدن آن تصویر را ممکن کرد. امروزه بشر فاقد حقایقی است که بر اساس آن بتواند به سوالات مطرح شده در بالا پاسخ دهد. نفوذ به فضای بیرونی، بازدید از ماه و سایر سیارات، حقایق جدیدی را به ارمغان می آورد. و حقایق دیگر با فرضیه ها دنبال نمی شوند، بلکه با نتیجه گیری های دقیق دنبال می شوند. تشعشعات یادگاری از همگنی جهان صحبت می کند
پرتوهای یادگار، این شاهدان تولد جهان ما، چه چیز دیگری به دانشمندان گفتند؟ A. A. Fridman یکی از معادلات ارائه شده توسط انیشتین را حل کرد و بر اساس این راه حل انبساط جهان را کشف کرد. برای حل معادلات انیشتین لازم بود به اصطلاح شرایط اولیه را تنظیم کنیم. فریدمن از این فرض پیش گرفت که جهان همگن استو همسانگرد، یعنی ماده به طور مساوی در آن توزیع شده است. و در طول 5-10 سالی که از کشف فریدمن می گذرد، این سؤال که آیا این فرض درست بود یا نه، باز باقی ماند. در حال حاضر اساسا حذف شده است. همسانگردی جهان توسط یکنواختی شگفت انگیز انتشار رادیویی باقی مانده اثبات می شود. واقعیت دوم نیز همین را نشان می دهد - توزیع ماده جهان بین کهکشان ها و گاز بین کهکشانی.
از این گذشته، گاز بین کهکشانی، که بخش اصلی ماده کیهان را تشکیل می دهد، به اندازه کوانتوم های باقیمانده بر روی آن توزیع می شود.. کشف تشعشعات باقیمانده این امکان را فراهم می کند که نه تنها به گذشته بسیار دور نگاه کنیم - فراتر از چنین محدودیت های زمانی که نه زمین ما، نه خورشید ما، نه کهکشان ما و نه حتی خود کیهان وجود داشت. مانند یک تلسکوپ شگفت انگیز که می توان به هر جهتی اشاره کرد، کشف پس زمینه مایکروویو کیهانی به شما این امکان را می دهد که به آینده بسیار دور نگاه کنید. چنین بسیار دور، زمانی که نه زمین، نه خورشید و نه کهکشان وجود خواهد داشت. پدیده انبساط کیهان در اینجا کمک خواهد کرد، زیرا ستارگان تشکیل دهنده آن، کهکشان ها، ابرهای غبار و گاز در فضا پراکنده می شوند. آیا این روند ابدی است؟ یا اینکه انبساط کند می شود، متوقف می شود و سپس با فشرده سازی جایگزین می شود؟ و آیا انقباضات و انبساط های پی در پی کیهان نوعی تپش ماده، فنا ناپذیر و ابدی نیست؟ پاسخ به این سؤالات در درجه اول به مقدار ماده موجود در جهان بستگی دارد. اگر گرانش عمومی آن برای غلبه بر اینرسی انبساط کافی باشد، آنگاه انبساط ناگزیر با انقباض جایگزین می شود که در آن کهکشان ها به تدریج به یکدیگر نزدیک می شوند. خوب، اگر نیروهای گرانش برای کاهش سرعت و غلبه بر اینرسی انبساط کافی نباشد، جهان ما محکوم به فناست: در فضا پراکنده خواهد شد! سرنوشت آینده کل جهان ما! آیا مشکل بزرگتری وجود دارد؟ مطالعه تابش باقیمانده به علم فرصت ارائه آن را داد. و این امکان وجود دارد که تحقیقات بیشتر آن را حل کند. تشعشعات "یادگار" چه چیزی را نشان می دهد؟
اثری به نام تشعشعات کیهانی پس زمینه که طیف آن مربوط به طیف یک جسم کاملا سیاه با دمای حدود 3 درجه کلوین است. این تابش در طول موج های چند میلی متر تا ده ها سانتی متر مشاهده می شود. تقریباً همسانگرد است. کشف تابش پس‌زمینه مایکروویو کیهانی تأییدی قاطع بر نظریه جهان داغ بود که بر اساس آن در گذشته چگالی ماده بسیار بالاتر از اکنون و بسیار زیاد است. درجه حرارت بالا. تشعشعات باقی مانده ثبت شده امروز اطلاعاتی در مورد رویدادهای گذشته طولانی است، زمانی که سن کیهان تنها 300-500 هزار سال بود و چگالی آن حدود 1000 اتم در سانتی متر مکعب بود. در آن زمان بود که دمای کیهان اولیه به حدود 3000 درجه کلوین کاهش یافت، ذرات بنیادی اتم‌های هیدروژن و هلیوم را تشکیل دادند و ناپدید شدن ناگهانی الکترون‌های آزاد منجر به تشعشعاتی شد که امروزه آن را باقی مانده می‌نامیم.
در سال 2006، جان ماتر و جورج اسموت جایزه نوبل فیزیک را برای کشف طیف جسم سیاه و ناهمسانگردی تابش پس‌زمینه مایکروویو کیهانی دریافت کردند. این نتایج بر اساس اندازه گیری های انجام شده با استفاده از ماهواره COBE که توسط ناسا در سال 1988 پرتاب شد به دست آمد. نتایج J. Mather و J. Smoot منشأ جهان را در نتیجه انفجار بزرگ تأیید کرد. تفاوت بسیار کوچک در دمای تابش پس زمینه کیهانی ΔT/T ~ 10 -4 گواه مکانیسم تشکیل کهکشان ها و ستارگان است.
|
جی. ماتر (متولد 1946) |
 جی. اسموت (متولد 1945) |
برنج. 52. طیف سیاه جسم تابش باقی مانده.
تشعشعات باقیمانده (یا تشعشعات پس زمینه مایکروویو کیهانی) در سال 1965 توسط A. Penzias و R. Wilson کشف شد. در مراحل اولیه تکامل کیهان، ماده در حالت پلاسما قرار داشت. چنین محیطی برای تابش الکترومغناطیسی مات است - پراکندگی شدید فوتون ها توسط الکترون ها و پروتون ها وجود دارد. هنگامی که جهان تا 3000 کلوین سرد شد، الکترون ها و پروتون ها به اتم های هیدروژن خنثی تبدیل شدند و محیط به فوتون ها شفاف شد. در آن زمان، سن جهان 300000 سال بود، بنابراین CMB اطلاعاتی در مورد وضعیت جهان در آن دوره ارائه می دهد. در آن زمان، جهان عملاً همگن بود. ناهمگنی های کیهان با ناهمگنی دمایی تابش باقیمانده تعیین می شود. این ناهمگنی ΔT/T ≈ 10 -4 -10 -5 است. ناهمگنی های تابش باقیمانده شاهد ناهمگنی های جهان است: اولین ستاره ها، کهکشان ها، خوشه های کهکشان. با انبساط کیهان، طول موج تابش پس زمینه Δλ/λ = ΔR/R افزایش یافت و در حال حاضر طول موج تابش پس زمینه در محدوده موج رادیویی قرار دارد، دمای تابش پس زمینه T = 2.7 K است.
برنج. 53. ناهمسانگردی تابش باقیمانده. رنگ تیره تر، مناطقی از طیف CMB را نشان می دهد که دمای بالاتری دارند.
جی. ماتر: "در آغاز انفجار بزرگ بود−بنابراین ما اکنون با اطمینان زیادی صحبت می کنیم. ماهواره COBE که در سال 1974 به عنوان پروژه ای به آژانس ملی هوانوردی و فضایی (ناسا) پیشنهاد شد و در سال 1989 به فضا پرتاب شد، شواهد بسیار قوی برای این موضوع ارائه کرد: تابش پس زمینه مایکروویو کیهانی (CMBR یا CMB) دارای طیف تقریباً کاملی از جسم سیاه است. با دما
001/0 ± 725/2 کلوین، و این تابش همسانگرد است (در همه جهات یکسان) با انحراف استاندارد نسبی بیش از 10 در میلیون در مقیاس های زاویه ای 7 درجه یا بیشتر. این تشعشع به عنوان اثری از مرحله اولیه بسیار داغ و متراکم در تکامل کیهان تفسیر می شود. در چنین فاز داغ و متراکمی، ایجاد و نابودی فوتون‌ها و همچنین برقراری تعادل بین آنها و سایر اشکال ماده و انرژی در مقایسه با مقیاس زمانی مشخص انبساط کیهان، بسیار سریع اتفاق می‌افتد. . چنین حالتی بلافاصله تشعشعات جسم سیاه تولید می کند. جهان در حال انبساط باید ماهیت جسم سیاه این طیف را حفظ کند، بنابراین اندازه‌گیری هر گونه انحراف قابل توجه از طیف تابش جسم سیاه ایده‌آل یا کل ایده انفجار بزرگ را باطل می‌کند یا نشان می‌دهد که پس از متعادل شدن سریع مقداری انرژی به CMBR اضافه شده است (به عنوان مثال. از فروپاشی برخی از ذرات اولیه). این واقعیت که این تشعشع تا این حد بالا همسانگرد است، یک شواهد کلیدی است که نشان می دهد از انفجار بزرگ می آید.
برنج. 54. رابرت ویلسون و آرنو پنزیاس در آنتن، که تشعشعات باقی مانده ثبت شد.
جی. اسموت: بر اساس نظریه جهان داغ، تابش باقیمانده تابش باقیمانده ای است که در مراحل اولیه تکامل کیهان در زمان هایی نزدیک به آغاز انبساط کیهان مدرن در 13.7 میلیارد سال پیش شکل گرفته است. . خود CMB می تواند به عنوان یک ابزار قدرتمند برای اندازه گیری دینامیک و هندسه کیهان استفاده شود. تشعشعات یادگاری توسط پنزیاس و ویلسون در آزمایشگاه کشف شد. بلا در سال 1964
آنها تشعشع همسانگرد ثابت با دمای ترمودینامیکی حدود 3.2 کلوین را کشف کردند. در همان زمان، فیزیکدانان پرینستون (دیک، پیبلز، ویلکینسون و رول) در حال توسعه آزمایشی برای اندازه گیری CMB بودند که توسط نظریه جهان داغ پیش بینی شده بود. کشف تصادفی CMB توسط پنزیاس و ویلسون، عصر جدیدی را در کیهان شناسی آغاز کرد و تبدیل آن را از اسطوره و حدس و گمان به یک زمینه علمی کامل آغاز کرد.
کشف ناهمسانگردی دمای CMB درک ما از جهان را متحول کرده است و تحقیقات فعلی آن همچنان به انقلابی در کیهان‌شناسی ادامه می‌دهد. ساخت طیف توان زاویه ای نوسانات دمایی CMB با یک فلات، قله های صوتی و انتهای فرکانس بالا میرا به ایجاد یک مدل کیهانی استاندارد منجر شد که در آن هندسه فضا مسطح است (مطابق با چگالی بحرانی)، انرژی تاریک. و ماده تاریک غالب است و فقط کمی ماده معمولی وجود دارد. بر اساس این مدل با موفقیت تایید شده، ساختار قابل مشاهده جهان توسط بی ثباتی گرانشی شکل گرفته است که نوسانات کوانتومی ایجاد شده در دوره تورمی بسیار اولیه را تقویت می کند. مشاهدات فعلی و آتی این مدل را آزمایش می‌کند و پارامترهای کیهانی کلیدی را با دقت و اهمیت فوق‌العاده تعیین می‌کند.»
اولین تخمین های نظری دمای مورد انتظار تابش باقیمانده در کارهای Gamow و Alfer وجود دارد که در دهه 50 انجام شد. آنها رقمی در حدود 5 K را نشان دادند. آیا می توان این تابش را در پس زمینه تابش الکترومغناطیسی ستاره ها و کهکشان های رادیویی مشاهده کرد؟ در کار اخترفیزیکدان شوروی A. G. Doroshkevich و نویسنده در سال 1964، برای اولین بار به طور مشخص محاسبه شد که شدت تابش پس زمینه مایکروویو کیهانی (البته اگر وجود داشته باشد) باید از شدت تابش کهکشان های رادیویی بیشتر باشد و سایر منابع در ناحیه سانتی متری طیف. امکان راه اندازی یک آزمایش تعیین کننده برای جستجوی تشعشعات پس زمینه مایکروویو کیهانی، که انتخاب بین مدل های سرد و گرم کیهان به آن بستگی داشت، روشن شد. اما این کار نظری مورد توجه ناظران قرار نگرفت.
تشعشعات یادگاری به طور کاملاً تصادفی در سال 1965 توسط پنزیاس و ویلسون، کارمندان شرکت آمریکایی بل، در حین رفع اشکال یک آنتن رادیویی بوق طراحی شده برای مشاهده ماهواره اکو، کشف شد. آنها متوجه شدند که صدای رادیویی پس زمینه ضعیفی که از فضا می آید، مستقل از جهت آنتن است. دیک، پیبلز، رول و ویلکینسون بلافاصله توضیحی کیهان‌شناختی برای اندازه‌گیری‌های پنزیاس و ویلسون به عنوان مدرکی برای مدل داغ جهان ارائه کردند. در آن زمان، دیک و همکارانش خودشان تجهیزاتی را برای جستجوی پس‌زمینه رادیویی از تابش پس‌زمینه مایکروویو کیهانی در طول موج 3 آماده می‌کردند. سانتی متر. اولین مشاهدات پنزیاس و ویلسون در ساعت 7.35 انجام شد سانتی متر. آنها نشان دادند که دمای تابش حدود 3 درجه از مقیاس کلوین مطلق است. در سال های بعد، اندازه گیری های متعددی در طول موج های مختلف از ده ها سانتی متر تا کسری از میلی متر انجام شد.
مشاهدات نشان داده است که طبق نظریه جهان داغ، طیف گسیل در حالت تعادل است. مطابق با فرمول پلانک برای تابش تعادل با دمای 2.7 K. در شکل. شکل 21 کل طیف تابش الکترومغناطیسی را در فضا از امواج رادیویی متر تا تابش فرابنفش نشان می دهد * .
* (البته این طیف تابشی است که به طور متوسط در کیهان دور از ستارگان و منابع دیگر وجود دارد.)
در طول موج های متر، به اصطلاح کهکشان های رادیویی تابش می کنند، که در § 3 از فصل مورد بحث قرار گرفت. 1. میدان مغناطیسی قوی و الکترون های پرانرژی دارند. حرکت الکترون ها به داخل میدانهای مغناطیسیو باعث انتشار رادیو می شود. در منطقه نور مرئیستارگان تابشی، در ناحیه مادون قرمز، احتمالاً عمدتاً غبار گرم شده توسط نور ستاره ها می درخشد. منابع دیگر تابش مادون قرمز نیز امکان پذیر است. بین این دو ناحیه، امواج رادیویی و نور مرئی (و منابع مادون قرمز)، ناحیه ای از طیف است که CMB در آن غالب است.
جالب است بدانید که ستاره شناسان اولین تجلی پس زمینه مایکروویو کیهانی را در سال 1941 کشف کردند. در آن زمان بود که اخترفیزیکدان مک کلار اشاره کرد که رادیکال های سیانید در گاز بین ستاره ای در حالت چرخشی برانگیخته مشاهده می شوند که مربوط به دمای تحریک حدود 2.3 است. K. آنچه که مولکول ها را تحریک می کند نامشخص باقی ماند. پس از کشف تابش پس‌زمینه مایکروویو کیهانی، IS Shklovsky و به‌طور مستقل فیلد، وولف، تادئوس و دانشمندان دیگر این موضوع را با تحریک مولکول‌ها توسط تشعشعات پس‌زمینه مایکروویو کیهانی توضیح دادند. مشاهده خطوط مولکولی مربوطه در طیف CN به محاسبه دمای تابش پس‌زمینه مایکروویو کیهانی λ ≈ 0.26 کمک کرد. سانتی متر.
اگر شدت تابش باقیمانده ای که از جهات مختلف به ما می رسد را در طول موج یکسان اندازه گیری کنیم، در دقت اندازه گیری معلوم می شود که یکسان است. دقت اندازه گیری یک دهم درصد است. این شرایط دلیل مهمی بر این است که انبساط کیهان نه تنها در حال حاضر، بلکه در گذشته های دور که چگالی ماده هزاران بار بیشتر از امروز بوده، همسانگرد است. از این گذشته، جهان اکنون عملاً در برابر تشعشعات باقیمانده شفاف است و از فواصل بسیار دور به ما می آید. در بخش 8 فصل با جزئیات بیشتر در مورد این موضوع صحبت خواهیم کرد. 3. فقط برای مراحل اولیه انبساط این امکان وجود دارد که جهان از نظریه فریدمن پیروی کند!
تابش باقیمانده از هیچ منبعی مانند نور ستارگان یا امواج رادیویی متولد شده در کهکشان های رادیویی منشا نمی گیرد. تشعشعات CMB از همان آغاز انبساط کیهان وجود داشته است. در آن ماده داغ کیهان بود که از تکینگی در حال گسترش بود.
اگر مقدار کل چگالی انرژی موجود در CMB امروز را محاسبه کنیم، آنگاه 30 برابر بیشتر از چگالی انرژی در تشعشعات ستاره‌ها، کهکشان‌های رادیویی و دیگر منابع خواهد بود. شما می توانید تعداد فوتون های CMB را در هر سانتی متر مکعب از جهان بشمارید. به نظر می رسد که غلظت این فوتون ها:
به یاد بیاورید که چگالی متوسط ماده معمولی در جهان حدود 30-10 (گرم بر سانتی متر مکعب) است (به فصل 1 مراجعه کنید). این بدان معنی است که اگر ما همه مواد را به طور مساوی در فضا "لغزنده" کنیم، در یک فضا متر مربعتنها 1 اتم وجود خواهد داشت (به یاد بیاورید که جرم اتم هیدروژن، رایج ترین عنصر در جهان، حدود 10-24 گرم است). در همان زمان، یک متر مکعب حاوی حدود یک میلیارد فوتون تابش باقی مانده است.
بنابراین، کوانتوم های امواج الکترومغناطیسی، این ذرات عجیب و غریب، در طبیعت بسیار رایج تر از ماده معمولی هستند. در § 2 ch. 3 گفته شد که نسبت تعداد کوانتوم های امواج الکترومغناطیسی به تعداد ذرات سنگین مشخص کننده آنتروپی جهان است. در مورد ما، این نسبت *
* (توجه داشته باشید که تعداد فوتون ها در واحد حجم از اندازه گیری ها به خوبی مشخص است، اما چگالی ماده معمولی، همانطور که در فصل دیدیم. 1 بسیار کمتر شناخته شده است. بنابراین، نسبت (6) بسته به پالایش چگالی ماده می تواند از نظر عددی متفاوت باشد، بنابراین، اگر این چگالی برابر با ρ crit باشد، S = 10 8 .)
بنابراین، آنتروپی جهان بسیار زیاد است. رابطه (6) همانطور که گفتیم عملاً در طول تکامل جهان تغییر نمی کند.
کشف تشعشعات باقیمانده یک دستاورد بزرگ علم مدرن است. این به ما این امکان را می دهد که بگوییم در مراحل اولیه انبساط جهان داغ بود. پیش‌بینی تابش باقیمانده در چارچوب نظریه جهان در حال انبساط انجام شد، بنابراین کشف آن بار دیگر درستی و ثمربخشی برای کیهان‌شناسی مسیری را نشان می‌دهد که آثار A. A. Fridman نشان می‌دهد.