Apesar do uso de dispositivos modernos e métodos mais recentes estudo do Universo, a questão de sua aparência ainda está em aberto. Isso não é surpreendente, dada a sua idade: de acordo com os dados mais recentes, é de 14 a 15 bilhões de anos. É óbvio que desde então tem havido muito pouca evidência dos outrora grandiosos processos da escala Universal. Portanto, ninguém ousa afirmar nada, limitando-se a hipóteses. No entanto, um deles recentemente recebeu um argumento muito significativo - radiação relíquia.

Em 1964, dois funcionários de um conhecido laboratório que realizavam radiomonitoramento do satélite Echo, tendo acesso a equipamentos ultrassensíveis apropriados, decidiram testar algumas de suas teorias sobre a própria emissão de rádio de certos objetos espaciais.

Para eliminar possíveis interferências de fontes terrestres, optou-se por usar 7,35 cm, porém, após ligar e sintonizar a antena, um estranho fenômeno foi registrado: um certo ruído, componente de fundo constante, foi registrado em todo o Universo. Não dependia da posição da Terra em relação a outros planetas, o que imediatamente eliminou a suposição dessas interferências de rádio ou da hora do dia. Nem R. Wilson nem A. Penzias sequer imaginaram que haviam descoberto a radiação cósmica de fundo em micro-ondas.

Como nenhum deles esperava por isso, atribuindo o “fundo” às características do equipamento (basta lembrar que a antena de micro-ondas utilizada era a mais sensível na época), quase um ano inteiro se passou até que se tornasse óbvio que o ruído registrado faz parte do próprio Universo. A intensidade do sinal de rádio capturado acabou sendo quase idêntica à intensidade da radiação a uma temperatura de 3 Kelvin (1 Kelvin é igual a -273 graus Celsius). Para comparação: zero de acordo com Kelvin corresponde à temperatura de um objeto de átomos imóveis. está na faixa de 500 MHz a 500 GHz.

Nessa época, dois teóricos da Universidade de Princeton - R. Dicke e D. Pibbles, baseados em novos modelos de desenvolvimento do Universo, calcularam matematicamente que tal radiação deveria existir e permear todo o espaço. Desnecessário dizer que Penzias, que acidentalmente descobriu palestras sobre esse assunto, entrou em contato com a universidade e relatou que o fundo cósmico de microondas foi registrado.

Com base na teoria do Big Bang, toda a matéria surgiu como resultado de uma explosão colossal. Nos primeiros 300 mil anos depois disso, o espaço foi uma combinação partículas elementares e radiação. Posteriormente, devido à expansão, as temperaturas começaram a cair, o que possibilitou o aparecimento de átomos. A radiação relíquia registrada é um eco daqueles tempos distantes. Enquanto o universo tinha limites, a densidade das partículas era tão alta que a radiação era "acoplada" porque a massa das partículas refletia qualquer tipo de onda, impedindo-as de se propagar. E somente após o início da formação dos átomos, o espaço ficou "transparente" para as ondas. Acredita-se que a radiação da relíquia apareceu dessa forma. No momento, cada centímetro cúbico de espaço contém cerca de 500 quanta iniciais, embora sua energia tenha diminuído quase 100 vezes.

A radiação de relíquias em diferentes partes do universo temperatura diferente. Isso se deve à localização da matéria primária no universo em expansão. Onde a densidade dos futuros átomos de matéria era maior, a proporção de radiação e, portanto, sua temperatura, era reduzida. Foi nessas direções que os grandes objetos (galáxias e seus aglomerados) se formaram posteriormente.

O estudo da radiação relíquia levanta o véu da incerteza sobre muitos processos que ocorreram no início dos tempos.

Uma das descobertas interessantes relacionadas ao espectro eletromagnético é radiação cósmica de fundo. Foi descoberto por acidente, embora a possibilidade de sua existência fosse prevista.

A história da descoberta da radiação relíquia

A história da descoberta da radiação relíquia começou em 1964. equipe de laboratório americano Campainha desenvolveu um sistema de comunicação satélite artificial Terra. Este sistema deveria funcionar em ondas com comprimento de 7,5 centímetros. Essas ondas curtas em relação às comunicações de rádio via satélite têm algumas vantagens, mas até Arno Penzias E Robert Wilson ninguém resolveu este problema.

Eles foram pioneiros nessa área e tiveram que garantir que não houvesse interferência forte no mesmo comprimento de onda ou que os funcionários da comunicação soubessem dessa interferência com antecedência. Naquela época, acreditava-se que apenas objetos pontiagudos como galáxias de rádio ou estrelas.

Fontes de ondas de rádio

Os cientistas tinham à sua disposição um receptor extremamente preciso e uma antena de corneta rotativa. Com a ajuda deles, os cientistas poderiam ouvir todo o firmamento da mesma forma que um médico escuta o peito de um paciente com um estetoscópio.

sinal de fonte natural

E assim que a antena foi apontada para um dos pontos do céu, uma linha curva dançou na tela do osciloscópio. Típica sinal fonte natural . Provavelmente, os especialistas ficaram surpresos com a sorte: logo no primeiro ponto medido - uma fonte de emissão de rádio!

Mas onde quer que apontassem a antena, o efeito permanecia o mesmo. Os cientistas verificaram repetidas vezes a saúde do equipamento, mas estava em em perfeita ordem. E, finalmente, eles perceberam que haviam descoberto um fenômeno da natureza até então desconhecido: todo o universo estava, por assim dizer, cheio de ondas de rádio de centímetros de comprimento.

Se pudéssemos ver as ondas de rádio, o firmamento nos pareceria luminoso de ponta a ponta.

A descoberta de Penzias e Wilson foi publicada. E não só eles, mas também cientistas de muitos outros países começaram a buscar fontes de misteriosas ondas de rádio que são captadas por todas as antenas e receptores adaptados para esse fim, onde quer que estejam e não importa para que ponto do céu miram, e a intensidade da emissão de rádio em um comprimento de onda de 7,5 centímetros em qualquer ponto era exatamente a mesma, parecia estar espalhada uniformemente pelo céu.

Radiação CMB calculada por cientistas

Os cientistas soviéticos A. G. Doroshkevich e I. D. Novikov, que previram radiação de fundo antes de sua abertura fez os cálculos mais difíceis.. Eles levaram em consideração todas as fontes de radiação disponíveis em nosso Universo e como a radiação de certos objetos mudou ao longo do tempo. E descobriu-se que na região das ondas centimétricas todas essas radiações são mínimas e, portanto, não são de forma alguma responsáveis ​​\u200b\u200bpelo brilho do céu detectado.

Enquanto isso, cálculos posteriores mostraram que a densidade da radiação espalhada é muito alta. Aqui está uma comparação da geleia de fótons (como os cientistas chamam a radiação misteriosa) com a massa de toda a matéria do universo.

Se toda a matéria de todas as galáxias visíveis for uniformemente "manchada" em todo o espaço do Universo, haverá apenas um átomo de hidrogênio por três metros cúbicos de espaço (para simplificar, consideraremos toda a matéria das estrelas como hidrogênio) . Ao mesmo tempo, cada centímetro cúbico de espaço real contém cerca de 500 fótons de radiação.

Muito, mesmo se compararmos não o número de unidades de matéria e radiação, mas diretamente suas massas. De onde veio uma radiação tão intensa?

Certa vez, o cientista soviético A. A. Fridman, resolvendo as famosas equações de Einstein, descobriu que nosso universo está em constante expansão. Logo a confirmação disso foi encontrada.

O americano E. Hubble descoberto recessão de galáxias. Extrapolando esse fenômeno para o passado, pode-se calcular o momento em que toda a matéria do Universo estava em um volume muito pequeno e sua densidade era incomparavelmente maior do que agora. No curso da expansão do Universo, o alongamento do comprimento de onda de cada quantum também ocorre proporcionalmente à expansão do Universo; neste caso, o quantum, por assim dizer, “esfria” - afinal, quanto menor o comprimento de onda
quantum, mais "quente" ele é.

A radiação centimétrica de hoje tem uma temperatura de brilho de cerca de 3 graus Kelvin absolutos. E há dez bilhões de anos, quando o Universo era incomparavelmente menor e a densidade de sua matéria era muito alta, esses quanta tinham uma temperatura de cerca de 10 bilhões de graus.

Desde então, nosso Universo foi “preenchido com” quanta de radiação continuamente esfriando. É por isso que a emissão de rádio centimétrica “manchada” sobre o Universo recebeu o nome
radiação relíquia.

relíquias, como você sabe, são chamados de restos dos animais e plantas mais antigos que sobreviveram até hoje. Os quanta de radiação centimétrica são de longe as mais antigas de todas as relíquias possíveis. Afinal, sua formação pertence a uma era que está a cerca de 15 bilhões de anos de distância de nós.

O conhecimento sobre o universo trouxe a radiação cósmica de fundo em micro-ondas

Praticamente nada pode ser dito sobre como era a matéria no momento zero, quando sua densidade era infinitamente alta. Mas os fenômenos e processos que ocorreram em universo, apenas um segundo após seu nascimento e ainda antes, até 10 ~ 8 segundos, os cientistas já entendem muito bem. Informações sobre isso foram trazidas por radiação de fundo.

Então, um segundo se passou desde o momento zero. A matéria do nosso Universo tinha uma temperatura de 10 bilhões de graus e consistia em uma espécie de "mingau" quanta relíquia, eletrodos, pósitrons, neutrinos e antineutrinos. A densidade do "mingau" era enorme - mais de uma tonelada para cada centímetro cúbico. Em tal "aperto" colisões de nêutrons e pósitrons com elétrons ocorreram continuamente, prótons se transformaram em nêutrons e vice-versa.

Mas, acima de tudo, havia quanta aqui - 100 milhões de vezes mais que nêutrons e prótons. Claro, em tal densidade e temperatura, nenhum núcleo complexo de matéria poderia existir: eles não decaíram aqui.

Cem segundos se passaram. A expansão do universo continuou, sua densidade diminuiu continuamente, a temperatura caiu. Os pósitrons quase desapareceram, os nêutrons se transformaram em prótons.

A educação começou núcleos atômicos hidrogênio e hélio. Cálculos feitos por cientistas mostram que 30% dos nêutrons se combinaram para formar núcleos de hélio, enquanto 70% deles permaneceram sozinhos, tornando-se núcleos de hidrogênio. No decorrer dessas reações, novos quanta surgiram, mas seu número não pôde mais ser comparado com o original, então podemos supor que não mudou nada.

A expansão do universo continuou. A densidade do "mingau", tão abruptamente preparado pela natureza no início, diminuiu proporcionalmente ao cubo da distância linear. Passaram-se anos, séculos, milênios.

3 milhões de anos se passaram. A temperatura do “mingau” naquele momento havia caído para 3-4 mil graus, a densidade da substância também se aproximava da que conhecemos hoje, porém, ainda não podiam surgir coágulos de matéria a partir dos quais estrelas e galáxias poderiam se formar. Naquela época, a pressão da radiação era muito grande, afastando qualquer formação desse tipo. Até os átomos de hélio e hidrogênio permaneceram ionizados: os elétrons existiam separadamente, os prótons e os núcleos atômicos - também separadamente.

Somente no final do período de três milhões de anos os primeiros espessamentos começaram a aparecer no "mingau" de resfriamento. No início, eram muito poucos. Assim que um milésimo do "mingau" se condensou em protoestrelas peculiares, essas formações começaram a "queimar" de maneira semelhante às estrelas modernas.

E os fótons e os quanta de energia emitidos por eles aqueceram o “mingau” que havia começado a esfriar a temperaturas nas quais a formação de novas condensações voltou a ser impossível.

Os períodos de resfriamento e reaquecimento do “mingau” por explosões de protoestrelas se alternaram, substituindo-se. E em algum estágio da expansão do Universo, a formação de novos aglomerados tornou-se praticamente impossível, até porque o outrora tão espesso "mingau" estava muito "diluído".

Aproximadamente 5% da matéria conseguiu se unir e 95% se espalhou no espaço do Universo em expansão. Foi assim que os quanta outrora quentes, que formaram a radiação da relíquia, também "se espalharam". Foi assim que os núcleos dos átomos de hidrogênio e hélio, que faziam parte do "mingau", se espalharam.

A hipótese da formação do Universo

Sistemas planetários formados em torno de algumas dessas estrelas, pelo menos em um desses planetas, surgiu a vida, que no decorrer da evolução deu origem à inteligência. Quantas vezes as estrelas são encontradas na vastidão do espaço, cercadas por uma dança redonda de planetas, os cientistas ainda não sabem. Também não podem dizer nada sobre a frequência.

E a questão de quantas vezes a planta da vida floresce em uma exuberante flor da mente permanece em aberto. As hipóteses que conhecemos hoje e que tratam de todas essas questões são mais como suposições sem fundamento.

Mas hoje a ciência está se desenvolvendo como uma avalanche. Mais recentemente, os cientistas não tinham ideia de como o nosso começou. A radiação da relíquia, descoberta há cerca de 70 anos, tornou possível traçar esse quadro. Hoje, a humanidade carece de fatos com base nos quais possa responder às questões formuladas acima.

Penetração em espaço, visitas à Lua e outros planetas, trazem fatos novos. E os fatos não são mais seguidos de hipóteses, mas de conclusões estritas.

A radiação da relíquia fala da homogeneidade do universo

O que mais os raios relíquias, essas testemunhas do nascimento de nosso Universo, dizem aos cientistas?

A. A. Fridman resolveu uma das equações dadas por Einstein e, com base nessa solução, descobriu a expansão do Universo. Para resolver as equações de Einstein, era necessário definir as chamadas condições iniciais.

Friedman partiu da suposição de que O universo é homogêneo e isotrópico, o que significa que a matéria é distribuída uniformemente nele. E durante os 5 a 10 anos que se passaram desde a descoberta de Friedman, a questão de saber se essa suposição estava correta permaneceu em aberto.

Agora foi essencialmente removido. A isotropia do Universo é evidenciada pela incrível uniformidade da emissão de rádio relíquia. O segundo fato atesta o mesmo - a distribuição da matéria do Universo entre as Galáxias e o gás intergaláctico.

Afinal, o gás intergaláctico, que constitui a parte principal da matéria do Universo, é distribuído sobre ele de maneira tão uniforme quanto os quanta relíquias..

A descoberta da radiação relíquia torna possível olhar não apenas para o passado ultradistante - além dos limites do tempo, quando não havia nossa Terra, nem nosso Sol, nem nossa Galáxia, nem mesmo o próprio Universo.

Como um incrível telescópio que pode ser apontado em qualquer direção, a descoberta da radiação cósmica de fundo permite que você olhe para o futuro ultradistante. Tão ultra-distante, quando não haverá Terra, nem Sol, nem Galáxia.

O fenômeno da expansão do Universo ajudará aqui, pois as estrelas que o compõem, Galáxias, nuvens de poeira e gás se espalham no espaço. Esse processo é eterno? Ou a expansão diminuirá, parará e será substituída pela compressão? E não são as sucessivas contrações e expansões do Universo uma espécie de pulsações da matéria, indestrutíveis?
e eterno?

A resposta a essas perguntas depende principalmente de quanta matéria está contida no universo. Se sua gravidade geral for suficiente para vencer a inércia da expansão, então a expansão será inevitavelmente substituída pela contração, na qual as Galáxias se aproximarão gradualmente. Pois bem, se as forças da gravidade não forem suficientes para abrandar e vencer a inércia da expansão, o nosso Universo está condenado: vai dissipar-se no espaço!

> O que é radiação cósmica de fundo em micro-ondas?

Abertura radiação relíquia: o significado do conceito, a teoria do Big Bang, a expansão e o mapa do Universo, o movimento da luz no espaço, a influência da matéria escura.

radiação CMB O arrebol do Big Bang. Esta é uma das evidências mais convincentes de que este evento ocorreu no universo. É melhor explicado por Ned Wright, da Universidade da Califórnia (Los Angeles).

Quão útil é a radiação cósmica de fundo em micro-ondas?

"Bem, a maioria informação util entra em um nível baixo. Quando comecei a fazer astronomia, não havia 100% de confiança na confiabilidade da teoria do Big Bang. Portanto, a presença da radiação relíquia nesta teoria e a ausência na concorrente preencheram uma grande lacuna no conhecimento.

Além disso, o espectro CMB se assemelha muito ao preto. Como se trata de um corpo escuro, podemos supor que o Universo passou suavemente da opacidade para a transparência. A anisotropia dipolo do fundo de micro-ondas ajuda a identificar o fato de que estamos nos movendo no espaço. Um lado do céu é muito mais quente, enquanto o outro lado é mais frio, sugerindo a temperatura do CMB. Ao calcular, descobrimos que estamos nos movendo a um décimo por cento da velocidade da luz - 370 km / s. Portanto, há nosso movimento e movimento através do Universo.

O satélite Planck possibilitou obter mais informações sobre as linhas da radiação cósmica de fundo em micro-ondas. Temos uma diferença de 3 milikelvins, o que significa que a diferença na temperatura do ponto é de +/- 100 microquinas. Portanto, você é apresentado a um desenho detalhado de uma área de 1,5 graus. É criado pela acústica das ondas, que se forma devido à perturbação da densidade no estágio inicial do desenvolvimento do Universo. Você pode até rastrear quanto tempo se passou antes que o universo se torne transparente. E isto informação importante se você se atreve a estudar uma indústria tão global.”

O que a radiação de fundo e a matéria escura estão nos dizendo?

“O CMB tem um padrão na escala de 0,5 graus, dando-nos uma linha de posição efetiva, como a navegação celeste. Você mede uma estrela com um sextante e obtém uma linha de sua localização. Mas se você olhar para o mesmo modelo (configurando uma onda acústica), verá que tudo é mais local na distribuição das galáxias. Certamente, nós estamos falando sobre objetos distantes, mas na cosmologia esses são territórios locais.

Essas galáxias mostram o mesmo padrão ondulado, e você pode medi-lo, compará-lo com o que foi observado no passado e obter uma linha de interseção de posição. Isso ajuda a determinar nosso lugar no universo, a encontrar e até contar muitos objetos. Também fica claro que existe uma energia escura que ninguém consegue entender ainda, mas sabemos de quais ações ela é capaz. Afinal, é ela quem acelera a expansão. Você pode aprender muito mais coisas interessantes sobre a radiação cósmica de fundo em micro-ondas (detecção, expansão do Universo, Big Bang, redshift, anomalias) se você assistir ao vídeo.

polarização CMB

O físico Dmitry Gorbunov sobre o experimento BICEP2, o estágio da inflação e o desenvolvimento da teoria da gravidade:

anomalias CMB

Astrofísico Oleg Verkhodanov em multipolos baixos, a influência de objetos do espaço próximo em medições cosmológicas e levando em consideração fontes não encontradas:

Radiação de fundo de micro-ondas (CMB)

- cósmica radiação com um espectro característico de a uma temperatura de aprox. ZK; determina a intensidade da radiação de fundo do Universo na faixa de rádio de ondas curtas (em ondas centimétricas, milimétricas e submilimétricas). caracterizado o mais alto grau isotropia (a intensidade é quase a mesma em todas as direções). Abertura de M. f. E. (A. Penzias, R. Wilson, 1965, EUA) confirmou o chamado. , deu a evidência experimental mais importante em favor das ideias sobre a isotropia da expansão do Universo e sua homogeneidade em grandes escalas (ver ).

Segundo o modelo do Universo quente, a substância do Universo em expansão tinha muito mais alta densidade do que agora, e extremamente alta temperatura.. No T> 10 8 K primário, consistindo de prótons, íons de hélio e elétrons, continuamente emitindo, espalhando e absorvendo fótons, estava em plena radiação. Durante a subsequente expansão do Universo, a temperatura do plasma e da radiação caiu. A interação de partículas com fótons não teve mais tempo de afetar visivelmente o espectro de radiação durante o tempo característico de expansão (a essa altura, o Universo havia se tornado muito menos que a unidade em termos de bremsstrahlung). No entanto, mesmo na ausência de interação entre radiação e matéria, durante a expansão do Universo, o espectro de radiação do corpo negro permanece, apenas a temperatura da radiação diminui. Embora a temperatura excedesse 4.000 K, a substância primária estava completamente ionizada, o intervalo de fótons de um evento de espalhamento para outro era muito menor. A 4000 K, ocorreram prótons e elétrons, o plasma se transformou em uma mistura de átomos neutros de hidrogênio e hélio, o Universo tornou-se completamente transparente à radiação. No curso de sua expansão, a temperatura da radiação continuou a cair, mas a natureza de corpo negro da radiação foi preservada como uma relíquia, como uma "memória" do período inicial da evolução do mundo. Essa radiação foi descoberta primeiro em um comprimento de onda de 7,35 cm e depois em outros comprimentos de onda (de 0,6 mm a 50 cm).

Temp-ra M. f. E. com uma precisão de 10% acabou sendo igual a 2,7 K. Cf. a energia dos fótons dessa radiação é extremamente pequena - 3.000 vezes menos que a energia dos fótons da luz visível, mas o número de fótons de M. f. E. muito grande. Para cada átomo no Universo, existem ~ 10 9 fótons de M. f. E. (média de 400-500 fótons por 1 cm 3).

Junto com o método direto para determinar a temperatura de M. f. E. - de acordo com a curva de distribuição de energia no espectro de radiação (ver), também existe um método indireto - de acordo com a população dos níveis de energia mais baixos das moléculas no meio interestelar. Na absorção de um fóton M. f. E. a molécula se move do principal estado para excitado. Quanto maior a temperatura de radiação, maior a densidade de fótons com energia suficiente para excitar moléculas, e maior é a proporção deles no nível excitado. Pelo número de moléculas excitadas (população de nível), pode-se julgar a temperatura da radiação excitante. Assim, as observações de óptica As linhas de absorção do cianogênio interestelar (CN) mostram que seus níveis de energia mais baixos são preenchidos como se as moléculas de CN estivessem em um campo de radiação de corpo negro de três graus. Este fato foi estabelecido (mas não totalmente compreendido) já em 1941, muito antes da descoberta de M. f. E. observações diretas.

Nem estrelas e radiogaláxias, nem intergaláxias quentes. gás, nem a reemissão de luz visível pela poeira interestelar, pode produzir radiação que se aproxima de St. e .: a energia total dessa radiação é muito alta e seu espectro não se assemelha nem ao espectro das estrelas nem ao espectro das fontes de rádio (Fig. 1). Isso, assim como a quase completa ausência de flutuações de intensidade sobre a esfera celeste (flutuações angulares de pequena escala), prova a origem cosmológica e relíquia de M. f. E.

Flutuações de M. f. E.
Detecção de pequenas distinções em intensidade M. f. e., recebido de diferentes partes da esfera celeste, permitiria tirar várias conclusões sobre a natureza das perturbações primárias da matéria, que posteriormente levaram à formação de galáxias e aglomerados de galáxias. As galáxias modernas e seus aglomerados foram formados como resultado do crescimento de insignificantes inomogeneidades de amplitude na densidade da matéria que existiam antes da recombinação do hidrogênio no Universo. Para qualquer cosmológico modelo, pode-se encontrar a lei do crescimento da amplitude das inomogeneidades no curso da expansão do Universo. Se você souber quais eram as amplitudes da não homogeneidade da substância no momento da recombinação, poderá determinar por quanto tempo elas poderiam crescer e se tornar uma unidade. Depois disso, regiões com densidade muito superior à média devem ter se destacado do fundo geral em expansão e dado origem a galáxias e seus aglomerados. Apenas a radiação relíquia pode "dizer" sobre a amplitude das inomogeneidades da densidade inicial no momento da recombinação. Como antes da recombinação a radiação estava rigidamente ligada à matéria (elétrons espalhados por fótons), as inomogeneidades na distribuição espacial da matéria levaram a inomogeneidades na densidade de energia da radiação, ou seja, a uma diferença na temperatura da radiação em regiões do Universo com densidade diferente. Quando, após a recombinação, a substância deixou de interagir com a radiação e se tornou transparente para ela, M. f. E. deveria preservar todas as informações sobre as inomogeneidades de densidade no Universo durante o período de recombinação. Se existissem inomogeneidades, então a temperatura de M. f. E. deve flutuar dependendo da direção da observação. No entanto, experimentos para detectar as flutuações esperadas ainda não têm precisão suficientemente alta. Eles fornecem apenas limites superiores em valores de flutuação. Em pequenas escalas angulares (de um minuto de arco a seis graus de arco), as flutuações não excedem 10 -4 K. Pesquisas de flutuações de M. f. E. também são complicadas pelo fato de que a contribuição para as flutuações de fundo é dada pelo cósmico discreto. fontes de rádio, a radiação da atmosfera da Terra flutua, etc. Experimentos em grandes escalas angulares também mostraram que a temperatura do M. f. E. praticamente não depende da direção de observação: os desvios não ultrapassam K. Os dados obtidos permitiram reduzir a estimativa do grau de anisotropia da expansão do Universo em um fator de 100 em comparação com a estimativa baseada em direta observações de galáxias "afastadas".

M. f. E. como "ar novo".
M. f. E. isotrópico apenas no sistema de coordenadas associado a galáxias "afastadas", nas chamadas. quadro de referência em movimento (este quadro está se expandindo junto com o Universo). Em qualquer outro sistema de coordenadas, a intensidade da radiação depende da direção. Este fato abre a possibilidade de medir a velocidade do Sol em relação ao sistema de coordenadas associado ao M. f. E. De fato, devido ao efeito Doppler, os fótons que se propagam em direção a um observador em movimento têm uma energia maior do que aqueles que o alcançam, apesar do fato de que no sistema associado a M. f. ou seja, suas energias são iguais. Portanto, a temperatura de radiação para tal observador passa a depender da direção: , onde T 0 - cf. através da temperatura da radiação do céu, v- a velocidade do observador, - o ângulo entre o vetor velocidade e a direção de observação.

A anisotropia dipolo da radiação da relíquia, associada ao movimento do sistema solar em relação ao campo dessa radiação, agora está firmemente estabelecida (Fig. 2): na direção da constelação de Leão, a temperatura de M. f. E. 3,5 mK acima da média e na direção oposta (a constelação de Aquário) pelo mesmo valor abaixo da média. Consequentemente, o Sol (junto com a Terra) se move em relação ao M. f. E. a uma velocidade de aprox. 400 km/s em direção à constelação de Leão. A precisão das observações é tão alta que os experimentadores fixam a velocidade da Terra ao redor do Sol, que é de 30 km/s. Contabilizar a velocidade do Sol ao redor do centro da Galáxia torna possível determinar a velocidade da Galáxia em relação ao campo magnético. E. São 600 km/s. Em princípio, existe um método que permite determinar as velocidades de ricos aglomerados de galáxias em relação à radiação de fundo (ver ).

Espectro M. f. E.
Na fig. 1 mostra os dados experimentais existentes sobre M. f. E. e a curva de distribuição de energia de Planck no espectro de radiação de equilíbrio de um corpo absolutamente negro, com temperatura de 2,7 K. As posições dos pontos experimentais estão de acordo com as teóricas. torto. Esta é uma forte confirmação do modelo do universo quente.

Observe que na faixa de ondas centimétricas e decimétricas, as medições da temperatura de M. f. E. possível a partir da superfície da Terra usando radiotelescópios. Nas faixas milimétricas e especialmente nas faixas submilimétricas, a radiação da atmosfera interfere nas observações de M. f. e., portanto, as medições são realizadas com banda larga, instalada em balões(cilindros) e foguetes. Dados valiosos sobre o espectro de M. t. E. na faixa do milímetro foram obtidos a partir de observações das linhas de absorção das moléculas do meio interestelar nos espectros de estrelas quentes. Descobriu-se que o principal contribuição para a densidade de energia de M. f. E. dá radiação de 6 a 0,6 mm, cuja temperatura é próxima a 3 K. Nesta faixa de comprimento de onda, a densidade de energia do M. f. E. \u003d 0,25 eV / cm 3.

Muitos dos cosmológicos teorias e teorias da formação de galáxias, que consideram os processos de matéria e antimatéria, a dissipação de movimentos potenciais desenvolvidos em grande escala, a evaporação de pequenas massas primárias, a decadência das instáveis, preveem meios. liberação de energia por estágios iniciais expansão do universo. Ao mesmo tempo, qualquer liberação de energia align="absmiddle" width="127" height="18"> no estágio em que a temperatura do M. f. E. mudou de até 3 K, deveria ter distorcido visivelmente seu espectro de corpo negro. Assim, o espectro de M. f. E. carrega informações sobre a história térmica do universo. Além disso, essa informação acaba sendo diferenciada: liberação de energia em cada um dos três estágios de expansão (K; 3T 4000 K). Existem muito poucos fótons tão energéticos (~10 -9 de seu número total). Portanto, a radiação de recombinação decorrente da formação de átomos neutros deve ter distorcido fortemente o espectro do campo magnético. E. em ondas de 250 μm.

A substância pode sofrer outro aquecimento durante a formação de galáxias. Espectro M. f. E. também poderia mudar neste caso, uma vez que a dispersão de fótons relíquia por elétrons quentes aumenta a energia do fóton (ver ). Especialmente mudanças fortes ocorrem neste caso na região de comprimento de onda curto do espectro. Uma das curvas demonstrando a possível distorção do espectro de M. f. i., mostrado na Fig. 1 (curva tracejada). Alterações disponíveis no espectro de M. t. E. mostrou que o aquecimento secundário da matéria no Universo ocorreu muito depois da recombinação.

M. f. E. e raios cósmicos.

Espaço raios (prótons e núcleos energia alta; elétrons ultrarelativos, que determinam a emissão de rádio de nossa e de outras galáxias na faixa do metro) carregam informações sobre processos explosivos gigantes em estrelas e núcleos galácticos, nos quais eles nascem. Como se viu, o tempo de vida das partículas de alta energia no Universo depende em grande parte dos fótons do M. f. e., possuindo baixa energia, mas extremamente numerosos - são um bilhão de vezes mais do que átomos no Universo (essa proporção é preservada no processo de expansão do Universo). Na colisão de elétrons ultra-relativísticos cósmicos. raios com fótons M. f. E. energia e momento são redistribuídos. A energia do fóton aumenta muitas vezes, e o fóton de rádio se transforma em um fóton de raios-x. radiação, enquanto a energia do elétron muda insignificantemente. Como esse processo é repetido muitas vezes, o elétron perde gradualmente toda a energia. Observado de satélites e foguetes roentgen. a radiação de fundo parece ser parcialmente devida a este processo.

Prótons e núcleos de superalta energia também estão sujeitos à ação de fótons de M. f. e .: em colisões com eles, os núcleos se dividem e as colisões com prótons levam ao nascimento de novas partículas (pares elétron-pósitron, -mesons, etc.). Como resultado, a energia dos prótons diminui rapidamente para um valor limite, abaixo do qual a criação de partículas torna-se impossível de acordo com as leis de conservação de energia e momento. É a estes processos que a prática se associa. ausência no espaço feixes de partículas com uma energia de 10 20 eV, bem como um pequeno número de núcleos pesados.

Aceso.:
Zel'dovich Ya.B., modelo "Quente" do Universo, UFN, 1966, v. 89, c. 4, pág. 647; Weinberg S., Os três primeiros minutos, trad. de English, M., 1981.

Descoberta da radiação cósmica de fundo

Prefácio

CMB, cósmico radiação eletromagnética, que chega à Terra de todos os lados do céu com aproximadamente a mesma intensidade e tem um espectro característico da radiação de um corpo completamente negro a uma temperatura de cerca de 3 K (3 graus na escala Kelvin absoluta, que corresponde a -270 °C). Nessa temperatura, a maior parte da radiação cai em ondas de rádio nas faixas de centímetros e milímetros. A densidade de energia da radiação da relíquia é de 0,25 eV/cm3. Os radioastrônomos experimentais preferem chamar essa radiação de "radiação cósmica de fundo em micro-ondas" (M. f. i.) radiação cósmica de fundo, CMB). Os astrofísicos teóricos costumam chamá-lo de "radiação relíquia"(o termo foi proposto pelo astrofísico russo I.S. Shklovsky), uma vez que, no quadro da teoria do Universo quente geralmente aceite hoje, esta radiação surgiu numa fase inicial da expansão do nosso mundo, quando a sua substância era praticamente homogénea e muito quente. A seguir, chamaremos essa radiação de "relíquia". A descoberta em 1965 do CMB foi de grande importância para a cosmologia; tornou-se uma das conquistas mais importantes das ciências naturais do século XX e certamente a mais importante para a cosmologia após a descoberta do desvio para o vermelho nos espectros das galáxias. A fraca radiação relíquia nos traz informações sobre os primeiros momentos da existência de nosso Universo, sobre aquela era distante em que todo o Universo era quente e ainda não havia planetas, nem estrelas, nem galáxias. As medições detalhadas dessa radiação realizadas nos últimos anos com a ajuda de observatórios terrestres, estratosféricos e espaciais levantam o véu sobre o mistério do próprio nascimento do Universo.

A descoberta da radiação cósmica de fundo

Em 1960, uma antena foi construída em Crawford Hill, Holmdel (Nova Jersey, EUA) para receber sinais de rádio refletidos do satélite balão Echo. Em 1963, esta antena não era mais necessária para o trabalho com satélites, e os radiofísicos Robert Woodrow Wilson (n. 1936) e Arno Elan Penzias (n. 1933) do laboratório Bell Telephone decidiram usá-la para observações de radioastronomia. A antena era um chifre de 20 pés. Juntamente com o mais moderno dispositivo receptor, este radiotelescópio era na época o instrumento mais sensível do mundo para medir as ondas de rádio vindas do espaço.

Antes de tudo, deveria medir a emissão de rádio do meio interestelar de nossa galáxia em um comprimento de onda de 7,35 cm Arno Penzias e Robert Wilson não conheciam a teoria do Universo quente e não iriam procurar por micro-ondas cósmicas radiação de fundo. Para medir com precisão a emissão de rádio da Galáxia, foi necessário levar em consideração todas as possíveis interferências causadas pela radiação da atmosfera terrestre e da superfície terrestre, bem como interferências ocorridas na antena, circuitos elétricos e receptores.

Testes preliminares do sistema receptor mostraram um pouco mais de ruído do que o esperado, mas parecia plausível que isso se devesse a um leve excesso de ruído nos circuitos amplificadores. Para contornar esses problemas, Penzias e Wilson usaram um dispositivo conhecido como "cold load" no qual o sinal vindo da antena é comparado com o sinal da fonte artificial, resfriado com hélio líquido a uma temperatura de cerca de quatro graus acima do zero absoluto (4 K). Em ambos os casos, o ruído elétrico nos circuitos amplificadores deve ser o mesmo e, portanto, a diferença obtida por comparação dá a potência do sinal vindo da antena. Este sinal contém contribuições apenas do dispositivo da antena, da atmosfera terrestre e da fonte astronômica de ondas de rádio que entra no campo de visão da antena. Penzias e Wilson esperavam que o arranjo da antena produzisse muito pouco ruído elétrico. No entanto, para testar essa suposição, eles começaram suas observações em comprimentos de onda relativamente curtos de 7,35 cm, nos quais o ruído de rádio da Galáxia deveria ser desprezível. Naturalmente, algum ruído de rádio era esperado neste comprimento de onda da atmosfera terrestre, mas esse ruído deveria ter uma dependência característica da direção: deveria ser proporcional à espessura da atmosfera na direção em que a antena está olhando: um pouco menos na direção do zênite, um pouco mais na direção do horizonte. Esperava-se que após subtrair o termo atmosférico com uma dependência característica da direção, não haveria sinal significativo da antena e isso confirmaria que o ruído elétrico produzido pelo dispositivo antena é desprezível. Depois disso, será possível começar a estudar a própria Galáxia em grandes comprimentos de onda - cerca de 21 cm, onde a radiação via Lácteaé de significativa importância.

ruído de microondas

Para sua surpresa, Penzias e Wilson descobriram na primavera de 1964 que estavam captando uma quantidade notável de ruído de micro-ondas a 7,35 cm, independentemente da direção. Eles descobriram que esse "fundo estático" não mudava com a hora do dia e, mais tarde, descobriram que também não dependia da estação. Consequentemente, esta não poderia ser a radiação da Galáxia, porque neste caso sua intensidade mudaria dependendo se a antena olhasse ao longo do plano da Via Láctea ou transversalmente. Além disso, se essa fosse a radiação da nossa Galáxia, então a grande galáxia espiral M 31 em Andrômeda, semelhante em muitos aspectos à nossa, também teria que irradiar fortemente em um comprimento de onda de 7,35 cm, mas isso não foi observado. A ausência de qualquer variação no ruído de micro-ondas observado com direção indicou fortemente que essas ondas de rádio, se realmente existem, não vêm da Via Láctea, mas de um volume muito maior do Universo. Ficou claro para os pesquisadores que eles precisavam testar novamente para ver se a própria antena poderia estar produzindo mais ruído elétrico do que o esperado. Em particular, sabia-se que um par de pombos aninhava-se no bocal da antena. Eles foram pegos, enviados para propriedade da empresa Local "Bell" em Vippany, libertado, redescoberto alguns dias depois em seu lugar na antena, recapturado e finalmente pacificado por meios mais drásticos. No entanto, ao alugar as instalações, os pombos revestiram o interior da antena com o que Penzias chamou de "substância dielétrica branca" que, à temperatura ambiente, poderia ser uma fonte de ruído elétrico. No início de 1965, a corneta da antena foi desmontada e toda a sujeira removida, mas isso, como todos os outros truques, reduziu muito pouco o nível de ruído observado.

Quando todas as fontes de interferência foram cuidadosamente analisadas e contabilizadas, Penzias e Wilson foram forçados a concluir que a radiação vem do espaço e de todas as direções com a mesma intensidade. Descobriu-se que o espaço irradia como se fosse aquecido a uma temperatura de 3,5 kelvin (mais precisamente, a precisão alcançada nos permitiu concluir que a “temperatura do espaço” era de 2,5 a 4,5 kelvin). Deve-se notar que este é um resultado experimental muito sutil: por exemplo, se um briquete de sorvete for colocado na frente da corneta da antena, ele brilhará na faixa de rádio, 22 milhões de vezes mais brilhante que a parte correspondente do céu . Refletindo sobre o resultado inesperado de suas observações, Penzias e Wilson não tiveram pressa em publicar. Mas os eventos já se desenvolveram contra sua vontade. Acontece que Penzias ligou para seu amigo Bernard Burke, do Instituto de Tecnologia de Massachusetts, para tratar de um assunto completamente diferente. Pouco antes disso, Burke ouviu de seu colega Ken Turner na Carnegie Institution sobre uma palestra que ouviu na Johns Hopkins pelo teórico de Princeton Phil Peebles sob Robert Dicke. Nesta palestra, Peebles argumentou que deve haver ruído de rádio de fundo remanescente do início do universo, que agora tem uma temperatura equivalente a cerca de 10 K. Penzias ligou para Dicke e as duas equipes de pesquisa se encontraram. Tornou-se claro para Robert Dicke e seus colegas F. Peebles, P. Roll e D. Wilkinson que A. Penzias e R. Wilson descobriram a radiação cósmica de fundo em micro-ondas do Universo quente. Os cientistas decidiram publicar simultaneamente duas cartas no prestigiado Astrophysical Journal. No verão de 1965, ambos os trabalhos foram publicados: por Penzias e Wilson sobre a descoberta da radiação cósmica de fundo em micro-ondas, e por Dicke e colegas com sua explicação usando a teoria do Universo quente. Aparentemente não totalmente convencidos da interpretação cosmológica de sua descoberta, Penzias e Wilson deram à sua nota um título modesto: Medição de temperatura de excesso de antena em 4080 MHz. Eles simplesmente anunciaram que "as medições da temperatura efetiva do ruído zenital... Dicke, Peebles, Roll e Wilkinson em uma carta anexa na mesma edição da revista.

Nos anos subsequentes, numerosas medições foram feitas em vários comprimentos de onda, de dezenas de centímetros a frações de milímetro. Observações mostraram que o espectro CMB corresponde à fórmula de Planck, como deveria ser para a radiação com uma certa temperatura. Esta temperatura foi confirmada em aproximadamente 3 K. Uma descoberta notável foi feita, provando que o universo estava quente no início da expansão. Essa é a complexa teia de eventos que culminou na descoberta de um universo quente por Penzias e Wilson em 1965. O estabelecimento do fato da superalta temperatura no início da expansão do Universo foi o ponto de partida da pesquisa mais importante, levando à revelação dos segredos não apenas da astrofísica, mas também dos segredos da estrutura da matéria. As medições mais precisas da radiação cósmica de fundo em microondas foram feitas a partir do espaço: o experimento Relikt no satélite soviético Prognoz-9 (1983–1984) e o experimento DMR (Differential Microwave Radiometer) no satélite americano COBE (Cosmic Background Explorer, novembro de 1989–1993) Foi este último que permitiu determinar com mais precisão a temperatura da radiação da relíquia: 2,725 ± 0,002 K.

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