Comme le lecteur l'a probablement déjà remarqué, l'histoire de la radioastronomie s'est développée de telle manière que les découvertes les plus importantes dans ce domaine scientifique ont été faites par hasard. Le tout début de la radioastronomie a été posé par la découverte accidentelle par Jansky de sources discrètes de rayonnement arrivant sur Terre depuis l'espace. Lors de recherches
Le phénomène du scintillement des ondes radio a été un résultat accidentel, secondaire mais bien plus important, des pulsars ont été découverts.
Une autre découverte majeure de notre époque a été faite de manière totalement inattendue par ceux qui ont découvert le nouveau phénomène. En 1965, Penzias et Wilson, deux spécialistes de la radio, pour le compte de Bell, ont examiné l'un des appareils de réception radio les plus sensibles et l'ont amélioré pour éliminer l'influence de toutes les interférences possibles. Quand, après un long travail, ils arrivèrent à la conclusion qu'ils avaient tout fait dans ce sens et que l'influence des sources terrestres d'émission radio devait être complètement détruite, on découvrit que l'appareil de réception, dirigé vers le ciel, continuait de recevoir, bien que très faible, mais émission radio enregistrée avec confiance. Sa particularité était que l'intensité du rayonnement présentait une constance presque stricte dans toutes les directions, à l'exception, bien sûr, de celles dans lesquelles se trouvent des selliers cosmiques discrets d'émission radio.
L'importance de cette découverte est devenue évidente lorsque des recherches plus approfondies ont montré que la répartition du rayonnement entrant sur les longueurs d'onde correspondait au rayonnement d'un « corps noir ». C'est celle qui serait provoquée par un corps ayant une température extrêmement basse : 3 kelvins (ZK) conformément à la loi de Wien (λ m). · T = 0,2897), l'énergie de rayonnement maximale à cette température se produit à une longueur d'onde d'environ 1 mm.
De l'indépendance presque totale de l'intensité de l'émission radio détectée par rapport à la direction (son isotropie), il s'ensuit que l'Univers est imprégné de ce rayonnement et remplit tout l'espace entre les étoiles et les galaxies ; La répartition de l'énergie dans le spectre selon la loi d'un corps absolument noir avec une température de 3 K montre que ce rayonnement n'est pas le rayonnement transformé des étoiles, des nébuleuses et des galaxies, mais est une substance indépendante qui remplit l'espace de l'Univers. . C’est pourquoi on parle de rayonnement de fond.
Le rayonnement CMB est un rayonnement micro-onde de fond qui est le même dans toutes les directions et possède un spectre caractéristique d'un corps noir à une température de ~ 2,7 K.
On pense que grâce à ce rayonnement, on peut trouver la réponse à la question : d'où vient-il ? En fait, le rayonnement cosmique de fond micro-ondes est ce qui reste de la « construction de l’Univers » lorsqu’il a commencé à émerger après l’expansion d’un plasma chaud et dense. Pour mieux comprendre ce qu’est le rayonnement cosmique de fond micro-onde, comparons-le avec les restes de l’activité humaine. Par exemple, une personne invente quelque chose, d’autres l’achètent, l’utilisent et jettent les déchets. Ainsi, les déchets (le résultat même de la vie humaine) sont un analogue du rayonnement de fond cosmique des micro-ondes. Vous pouvez tout savoir depuis les ordures : où se trouvait une personne à un certain moment, ce qu'elle a mangé, ce qu'elle portait et même de quoi elle parlait. En outre, le rayonnement de fond cosmique des micro-ondes. Sur la base de ses propriétés, les scientifiques tentent de construire une image du moment du big bang, qui pourrait fournir une réponse à la question : comment l'Univers est-il apparu ? Mais néanmoins, les lois de conservation de l'énergie créent certains désaccords sur l'origine de l'univers, car rien ne vient de nulle part et ne va nulle part. La dynamique de notre univers est constituée de transitions, de changements de propriétés et d'états. Cela peut être observé même sur notre planète. Par exemple, un éclair en boule apparaît dans un nuage de particules d'eau ?! Comment? Comment se peut-il? Personne ne peut expliquer l'origine de certaines lois. Il n’y a que des moments de découverte de ces lois, tout comme l’histoire de la découverte du rayonnement de fond cosmique micro-ondes.
Faits historiques sur l’étude du rayonnement de fond cosmique des micro-ondes
Le CMB a été mentionné pour la première fois par Georgiy Antonovich Gamow (George Gamow) lorsqu'il tentait d'expliquer la théorie du big bang. Il supposait qu’une certaine radiation résiduelle remplissait l’espace d’un univers en constante expansion. En 1941, alors qu'il étudiait l'absorption d'une des étoiles de l'amas d'Ophiuchus, Andrew McKellar remarqua des raies d'absorption spectrale de la lumière qui correspondaient à une température de 2,7 K. En 1948, Georgi Gamow, Ralph Alfert et Robert Herman établirent la température de l'amas d'Ophiuchus. rayonnement de fond cosmique micro-ondes à 5 K. Plus tard, Georgy Gamow a suggéré une température inférieure à la température connue de 3 K. Mais ce n'était qu'une étude superficielle de ce fait, inconnu de tous à cette époque. Au début des années 60, Robert Dicke et Yakov Zeldovich obtenaient les mêmes résultats que Gamow en enregistrant des ondes dont l'intensité du rayonnement ne dépendait pas du temps. Les esprits curieux des scientifiques ont dû créer un radiotélescope spécial pour enregistrer avec plus de précision le rayonnement de fond cosmique des micro-ondes. Au début des années 80, avec le développement de l’industrie spatiale, le rayonnement de fond cosmique micro-ondes a commencé à être étudié plus attentivement à partir d’un vaisseau spatial. Il a été possible d'établir la propriété d'isotropie du rayonnement de fond cosmique micro-ondes (les mêmes propriétés dans toutes les directions, par exemple 5 pas vers le nord en 10 secondes et 5 pas vers le sud en 10 secondes). Aujourd'hui, les études sur les propriétés de la relique et l'histoire de son apparition se poursuivent.
Quelles sont les propriétés du rayonnement relique ?
Spectre CMB à partir des données obtenues grâce à l'instrument FIRAS à bord du satellite COBE
Le spectre du rayonnement de fond cosmique des micro-ondes est de 2,75 Kelvin, ce qui est similaire à la suie refroidie à cette température. Une telle substance absorbe toujours le rayonnement (lumière) incident sur elle, quelle que soit la manière dont vous l'influencez. Collez-le dans une bobine magnétique, lancez-le sur une bombe nucléaire ou faites-le briller avec un projecteur. Un tel corps émet également peu de rayonnement. Mais cela prouve seulement que rien n’est absolu. Vous pouvez toujours déduire indéfiniment une loi idéale, atteindre le maximum d’une certaine propriété de quelque chose, mais une petite quantité d’inertie subsistera toujours.
Faits intéressants liés à l’étude du rayonnement de fond cosmique des micro-ondes
La fréquence maximale du rayonnement de fond cosmique micro-onde a été enregistrée à 160,4 GHz, ce qui équivaut à une onde de 1,9 mm. Et la densité d'un tel rayonnement est de 400 à 500 photons par cm 3. Le rayonnement CMB est le rayonnement le plus ancien et le plus ancien pouvant être observé en général dans l’univers. Chaque particule a mis 400 000 ans pour atteindre la Terre. Pas des kilomètres, mais des années ! Selon les observations satellitaires et les calculs mathématiques, le rayonnement cosmique du fond micro-ondes semble rester immobile et toutes les galaxies et constellations se déplacent par rapport à lui à des vitesses énormes, de l'ordre de centaines de kilomètres par seconde. C'est comme regarder un train en mouvement à travers la fenêtre. La température du rayonnement de fond cosmique micro-ondes dans la direction de la constellation est 0,1 % plus élevée et dans la direction opposée, elle est inférieure de 0,1 %. Ceci explique le mouvement du Soleil vers cette constellation par rapport au fond relique.
Que nous apporte l’étude du fond diffus cosmologique ?
L’Univers primitif était froid, très froid. Pourquoi l’univers était-il si froid et que s’est-il passé lorsque l’expansion de l’univers a commencé ? On peut supposer qu'en raison du Big Bang, une énorme quantité d'amas d'énergie a été libérée à l'extérieur de l'Univers, puis l'Univers s'est refroidi, presque gelé, mais au fil du temps, l'énergie a recommencé à se rassembler en amas, et un certain Une réaction surgit, qui lança le processus d’expansion de l’univers. Alors d’où vient la matière noire et interagit-elle avec le rayonnement de fond cosmique des micro-ondes ? Peut-être que le rayonnement cosmique du fond micro-onde est le résultat de la décomposition de la matière noire, ce qui est plus logique que le rayonnement résiduel du big bang. Étant donné que l'énergie noire peut être de l'antimatière et que des particules de matière noire, entrant en collision avec des particules de matière, forment un rayonnement dans le monde matériel et antimatériel, semblable au rayonnement relique. Aujourd'hui, il s'agit du domaine scientifique le plus récent et inexploré dans lequel on peut réussir et s'imprimer dans l'histoire de la science et de la société.
Rayonnement de fond micro-ondes (rayonnement relique)
- espace rayonnement ayant un spectre caractéristique d'une température d'env. ZK ; détermine l'intensité du rayonnement de fond de l'Univers dans la gamme radio à ondes courtes (aux ondes centimétriques, millimétriques et submillimétriques). Il se caractérise par le plus haut degré d'isotropie (l'intensité est presque la même dans toutes les directions). Découverte de M. f. Et. (A. Penzias, R. Wilson, 1965, USA) ont confirmé ce qu'on appelle. , a donné les preuves expérimentales les plus importantes en faveur du concept d'isotropie de l'expansion de l'Univers et de son homogénéité à grande échelle (voir).Selon le modèle de l'Univers chaud, la matière de l'Univers en expansion avait dans le passé une densité beaucoup plus élevée qu'aujourd'hui et une température extrêmement élevée. À T> 10 8 K primaire, constitué de protons, d'ions hélium et d'électrons, émettant, diffusant et absorbant continuellement des photons, était en émission complète. Au cours de l’expansion ultérieure de l’Univers, la température du plasma et du rayonnement ont chuté. L'interaction des particules avec les photons n'a plus eu le temps d'influencer de manière significative le spectre de rayonnement pendant le temps d'expansion caractéristique (l'Univers en termes de bremsstrahlung à cette époque était devenu bien inférieur à l'unité). Cependant, même en l'absence totale d'interaction du rayonnement avec la matière lors de l'expansion de l'Univers, le spectre de rayonnement du corps noir reste celui du corps noir, seule la température du rayonnement diminue. Alors que la température dépassait 4 000 K, la substance primaire était complètement ionisée, la portée des photons d'un événement de diffusion à un autre était bien moindre. À 4 000 K, des protons et des électrons ont été perdus, le plasma s'est transformé en un mélange d'atomes neutres d'hydrogène et d'hélium et l'Univers est devenu complètement transparent au rayonnement. Au cours de son expansion ultérieure, la température du rayonnement a continué à baisser, mais la nature du corps noir du rayonnement a été préservée comme une relique, comme un « souvenir » de la première période de l’évolution du monde. Ce rayonnement a été découvert d'abord à une onde de 7,35 cm, puis à d'autres ondes (de 0,6 mm à 50 cm).
Température de M.f. Et. avec une précision de 10 %, il s'est avéré être égal à 2,7 K. Avg. l'énergie des photons de ce rayonnement est extrêmement faible - 3000 fois inférieure à l'énergie des photons de la lumière visible, mais le nombre de photons est de M.f. Et. très grand. Pour chaque atome de l'Univers, il y a ~ 10 9 photons de M.f. Et. (en moyenne 400-500 photons pour 1 cm3).
Parallèlement à la méthode directe de détermination de la température de M. f. Et. - selon la courbe de répartition de l'énergie dans le spectre de rayonnement (voir), il existe également une méthode indirecte - selon la population des niveaux d'énergie inférieurs des molécules dans le milieu interstellaire. Lorsqu'un photon est absorbé par M. f. Et. la molécule se déplace de la base. état dans un état excité. Plus la température de rayonnement est élevée, plus la densité de photons ayant une énergie suffisante pour exciter les molécules est élevée, et plus leur proportion est élevée au niveau excité. Par le nombre de molécules excitées (population de niveaux), on peut juger de la température du rayonnement excitateur. Ainsi, les observations optiques. Les raies d'absorption du cyan interstellaire (CN) montrent que ses niveaux d'énergie inférieurs sont peuplés comme si les molécules de CN se trouvaient dans un champ de rayonnement du corps noir à trois degrés. Ce fait a été établi (mais pas entièrement compris) en 1941, bien avant la découverte de M. f. Et. observations directes.Ni étoiles ni radiogalaxies, ni intergalactiques chaudes. le gaz, ni la réémission de lumière visible par les poussières interstellaires ne peuvent produire un rayonnement approchant le f magnétique. i. : l'énergie totale de ce rayonnement est trop élevée, et son spectre n'est similaire ni au spectre des étoiles ni au spectre des sources radio (Fig. 1). Ceci, ainsi que l'absence presque totale de fluctuations d'intensité à travers la sphère céleste (fluctuations angulaires à petite échelle), prouve l'origine cosmologique et relique du f magnétique. Et.
Fluctuations de M. f. Et.
Détection de petites différences dans l'intensité de M. f. i., reçus de différentes parties de la sphère céleste, permettrait de tirer un certain nombre de conclusions sur la nature des perturbations primaires de la matière, qui ont ensuite conduit à la formation de galaxies et d'amas de galaxies. Les galaxies modernes et leurs amas se sont formés à la suite de la croissance d'inhomogénéités d'amplitude insignifiantes dans la densité de matière qui existaient avant la recombinaison de l'hydrogène dans l'Univers. Pour tout cosmologique modèle, on peut retrouver la loi de croissance de l'amplitude des inhomogénéités lors de l'expansion de l'Univers. Si vous savez quelles étaient les amplitudes d'inhomogénéité de la substance au moment de la recombinaison, vous pouvez établir combien de temps il leur a fallu pour croître et devenir de l'ordre de l'unité. Après cela, des zones avec une densité nettement supérieure à la moyenne auraient dû se démarquer du fond général en expansion et donner naissance aux galaxies et à leurs amas. Seul un rayonnement relique peut « renseigner » sur l’amplitude des inhomogénéités de densité initiales au moment de la recombinaison. Etant donné qu'avant la recombinaison, le rayonnement était étroitement couplé à la matière (électrons dispersés par des photons), les inhomogénéités dans la distribution spatiale de la matière conduisaient à des inhomogénéités dans la densité d'énergie du rayonnement, c'est-à-dire à des différences dans la température du rayonnement dans les régions de l'Univers de densités différentes. Lorsque, après recombinaison, la substance a cessé d'interagir avec le rayonnement et est devenue transparente pour lui, M. f. Et. aurait dû conserver toutes les informations sur les inhomogénéités de densité dans l'Univers pendant la période de recombinaison. S'il existait des inhomogénéités, alors la température du M. f. Et. doit fluctuer et dépendre de la direction d’observation. Cependant, les expériences visant à détecter les fluctuations attendues ne disposent pas encore d’une précision suffisamment élevée. Ils ne fournissent que des limites supérieures pour les valeurs de fluctuation. Aux petites échelles angulaires (d'une minute d'arc à six degrés d'arc), les fluctuations ne dépassent pas 10 -4 K. La recherche des fluctuations du f magnétique. Et. sont également compliquées par le fait que des éléments cosmiques discrets contribuent aux fluctuations de fond. sources radio, le rayonnement de l'atmosphère terrestre fluctue, etc. Des expériences à grande échelle angulaire ont également montré que la température du M. f. Et. pratiquement indépendant de la direction d'observation : les écarts ne dépassent pas K. Les données obtenues ont permis de réduire de 100 fois l'estimation du degré d'anisotropie de l'expansion de l'Univers par rapport à l'estimation issue d'observations directes de galaxies « diffusantes » .
M.f. Et. comme « nouvel éther ».
M.f. Et. isotrope uniquement dans le système de coordonnées associé aux galaxies « diffusantes », dans ce qu'on appelle. système de référence qui l'accompagne (ce système se développe avec l'Univers). Dans tout autre système de coordonnées, l'intensité du rayonnement dépend de la direction. Ce fait ouvre la possibilité de mesurer la vitesse du Soleil par rapport au système de coordonnées associé au f magnétique. Et. En effet, du fait de l'effet Doppler, les photons se propageant vers un observateur en mouvement ont une énergie plus élevée que ceux qui le rattrapent, malgré le fait que dans un système associé au f magnétique. c'est-à-dire que leurs énergies sont égales. Par conséquent, la température de rayonnement pour un tel observateur s'avère dépendre de la direction : , où T 0 - mercredi à travers la température de rayonnement du ciel, v- la vitesse de l'observateur, - l'angle entre le vecteur vitesse et la direction d'observation.
L'anisotropie dipolaire du rayonnement de fond cosmique micro-onde, associée au mouvement du système solaire par rapport au champ de ce rayonnement, est désormais bien établie (Fig. 2) : en direction de la constellation du Lion, la température du M.f. Et. est 3,5 mK plus élevé que la moyenne, et dans la direction opposée (la constellation du Verseau) est du même montant inférieur à la moyenne. Par conséquent, le Soleil (avec la Terre) se déplace par rapport à la fonction magnétique. Et. à une vitesse d'env. 400 km/s vers la constellation du Lion. La précision des observations est si élevée que les expérimentateurs enregistrent la vitesse de la Terre autour du Soleil à 30 km/s. La prise en compte de la vitesse de déplacement du Soleil autour du centre de la Galaxie permet de déterminer la vitesse de déplacement de la Galaxie par rapport au f magnétique. Et. C'est 600 km/s. En principe, il existe une méthode qui permet de déterminer les vitesses des amas de galaxies riches par rapport au CMB (voir).
Spectre M. f. Et.
En figue. Le tableau 1 montre les données expérimentales existantes sur M. f. Et. et la courbe de Planck de distribution d'énergie dans le spectre de rayonnement d'équilibre d'un corps absolument noir ayant une température de 2,7 K. Les positions des points expérimentaux sont en bon accord avec celles théoriques. courbé. Cela fournit un support solide pour le modèle Hot Universe.
A noter que dans la gamme des ondes centimétriques et décimétriques, les mesures de la température M. f. Et. possible depuis la surface de la Terre à l’aide de radiotélescopes. Dans le domaine millimétrique et surtout submillimétrique, le rayonnement atmosphérique interfère avec les observations de physique magnétique. et, par conséquent, les mesures sont effectuées à large bande, montées sur des ballons (cylindres) et des fusées. Des données précieuses sur le spectre de M. f. Et. dans la région millimétrique ont été obtenus à partir d'observations de raies d'absorption de molécules du milieu interstellaire dans les spectres d'étoiles chaudes. Il s'est avéré que le principal contribution à la densité énergétique du M. f. Et. produit un rayonnement de 6 à 0,6 mm dont la température est proche de 3 K. Dans cette gamme de longueurs d'onde, la densité d'énergie du f magnétique. Et. =0,25 eV/cm3 .
Beaucoup de cosmologiques théories et théories de la formation des galaxies, qui considèrent les processus de la matière et de l'antimatière, la dissipation des mouvements potentiels développés à grande échelle, l'évaporation des petites masses primaires, la désintégration des masses instables, prédisent-ils. libération d'énergie dans les premiers stades de l'expansion de l'Univers. Dans le même temps, toute libération d'énergie align="absmiddle" width="127" height="18"> au stade où la température du M.f. Et. variait jusqu'à 3 K, aurait dû sensiblement déformer son spectre de corps noir. Ainsi, le spectre de M. f. Et. contient des informations sur l'histoire thermique de l'Univers. De plus, cette information s'avère différenciée : la libération d'énergie à chacun des trois stades de détente (K ; 3T 4000 K). Il existe très peu de photons aussi énergétiques (~ 10 à 9 de leur nombre total). Par conséquent, le rayonnement de recombinaison résultant de la formation d’atomes neutres aurait dû déformer considérablement le spectre du champ magnétique. Et. à des vagues de 250 microns.La substance pourrait subir un nouvel échauffement lors de la formation des galaxies. Spectre M. f. Et. en même temps, cela pourrait aussi changer, puisque la diffusion des photons reliques par les électrons chauds augmente l'énergie des photons (voir). Des changements particulièrement forts se produisent dans ce cas dans la région des ondes courtes du spectre. L'une des courbes démontrant une possible distorsion du spectre de M. f. i., montré sur la Fig. 1 (courbe pointillée). Changements disponibles dans le spectre de M. f. Et. ont montré que le réchauffement secondaire de la matière dans l'Univers s'est produit bien plus tard que la recombinaison.
M.f. Et. et les rayons cosmiques.
Cosmique les rayons (protons et noyaux de haute énergie ; électrons ultra-relativistes qui déterminent l'émission radio de notre galaxie et d'autres galaxies de l'ordre du mètre) transportent des informations sur les processus explosifs géants dans les étoiles et les noyaux galactiques, au cours desquels ils naissent. Il s’est avéré que la durée de vie des particules de haute énergie dans l’Univers dépend en grande partie des photons du champ magnétique. c'est-à-dire ayant une faible énergie, mais extrêmement nombreux - il y en a un milliard de fois plus qu'il n'y a d'atomes dans l'Univers (ce rapport est maintenu lors de l'expansion de l'Univers). Dans la collision d'électrons ultrarelativistes, cosmique. rayons avec photons M.f. Et. une redistribution de l’énergie et de l’élan se produit. L'énergie du photon augmente plusieurs fois et le photon radio se transforme en photon à rayons X. rayonnement, l’énergie de l’électron change de manière insignifiante. Au fur et à mesure que ce processus se répète plusieurs fois, l’électron perd progressivement toute son énergie. Observé depuis des satellites et des fusées à rayons X. le rayonnement de fond semble être dû en partie à ce processus.
Les protons et les noyaux d'ultra-hautes énergies sont également soumis à l'influence des photons M. f. i. : lors de collisions avec eux, les noyaux se divisent et les collisions avec les protons conduisent à la naissance de nouvelles particules (paires électron-positron, mésons, etc.). En conséquence, l'énergie des protons diminue rapidement jusqu'au seuil en dessous duquel la naissance de particules devient impossible selon les lois de conservation de l'énergie et de la quantité de mouvement. C'est avec ces processus que la pratique absence dans l'espace des rayons de particules d'une énergie de 10 à 20 eV, ainsi qu'un petit nombre de noyaux lourds.
Lit. :
Zeldovich Ya.B., Modèle « chaud » de l'Univers, UFN, 1966, v. 89, v. 4, p. 647 ; Weinberg S., Les trois premières minutes, trad. de l'anglais, M., 1981.
RAYONNEMENT DE FOND
RAYONNEMENT DE FOND, rayonnement présent dans l’environnement dans des conditions normales. Il doit être pris en compte lors de la mesure du rayonnement émanant d’une source particulière. Sur Terre, le rayonnement de fond est causé par la désintégration de roches radioactives naturelles. Dans l’espace, ce qu’on appelle le « fond micro-ondes » est attribué à l’influence du « Big BANG ».
Dictionnaire encyclopédique scientifique et technique.
Voyez ce qu’est « RAYONNEMENT DE FOND » dans d’autres dictionnaires :
En astrophysique, rayonnement électromagnétique diffus et pratiquement isotrope de l'Univers. Le spectre du rayonnement de fond s’étend des longues ondes radio jusqu’aux rayons gamma. Les contributions au rayonnement de fond peuvent provenir de sources lointaines impossibles à distinguer individuellement... ... Grand dictionnaire encyclopédique
rayonnement de fond- Rayonnement dont le niveau est nettement inférieur au signal utile. [L.M. Nevdiaev. Technologies des télécommunications. Ouvrage de référence du dictionnaire explicatif anglais-russe. Edité par Yu.M. Gornostaeva. Moscou, 2002] Thèmes des télécommunications, concepts de base FR... ... Guide du traducteur technique
En astrophysique, rayonnement électromagnétique diffus et pratiquement isotrope provenant de l'Univers. Le spectre du rayonnement de fond s’étend des longues ondes radio jusqu’aux rayons gamma. Des objets distants individuellement impossibles à distinguer peuvent contribuer au rayonnement de fond... ... Dictionnaire encyclopédique
rayonnement de fond- rayonnement(s) de fond rus, fond(m) de rayonnements ionisants ; rayonnement de fond (g) ; fond radioactif (m) eng background rayonnement fra rayonnement (m) de fond, rayonnement (m) ionisant naturel deu Hintergrundstrahlung (f) spa radiación (f) de fondo … Sécurité et santé au travail. Traduction en anglais, français, allemand, espagnol
rayonnement de fond- foninė spinduliuotė statusas T sritis fizika atitikmenys: engl. rayonnement de fond vok. Nulleffektstrahlung, f; Untergrundstrahlung, f rus. rayonnement de fond, n pran. rayonnement ambiant, m … Fizikos terminų žodynas
rayonnement de fond- Rayonnement enregistré par un détecteur en l'absence de sources radioactives dont il faut mesurer le rayonnement... Dictionnaire explicatif terminologique polytechnique
En astrophysique, électricité diffuse et pratiquement isotrope. mag. rayonnement de l'univers. Spectre F. et. s'étend des longues ondes radio aux rayons gamma. Contribution à F. et. peut produire des sources lointaines indiscernables séparément et diffuser de l'air (gaz, poussières),... ... Sciences naturelles. Dictionnaire encyclopédique
Cosmologie Âge de l'Univers Big Bang Distance de convergence CMB Équation d'état cosmologique Énergie noire Masse cachée Univers de Friedmann Principe cosmologique Modèles cosmologiques Formation... Wikipédia
Rayonnement CMB
Le rayonnement de fond extragalactique des micro-ondes se produit dans la gamme de fréquences de 500 MHz à 500 GHz, correspondant à des longueurs d'onde de 60 cm à 0,6 mm. Ce rayonnement de fond transporte des informations sur les processus qui ont eu lieu dans l'Univers avant la formation des galaxies, des quasars et d'autres objets. Ce rayonnement, appelé rayonnement de fond cosmique micro-ondes, a été découvert en 1965, bien qu'il ait été prédit dans les années 40 par George Gamow et étudié par les astronomes depuis des décennies.
Dans un Univers en expansion, la densité moyenne de matière dépend du temps : elle était autrefois plus élevée. Cependant, au cours de l'expansion, non seulement la densité, mais aussi l'énergie thermique de la substance changent, ce qui signifie qu'au début de l'expansion, l'Univers était non seulement dense, mais aussi chaud. En conséquence, il devrait y avoir à notre époque un rayonnement résiduel dont le spectre est le même que celui d'un corps absolument solide, et ce rayonnement devrait être hautement isotrope. En 1964, A.A. Penzias et R. Wilson, testant une antenne radio sensible, ont découvert un rayonnement micro-ondes de fond très faible, dont ils ne pouvaient en aucun cas se débarrasser. Sa température s'est avérée être de 2,73 K, ce qui est proche de la valeur prédite. Des expériences d'isotropie ont montré que la source du rayonnement de fond micro-ondes ne peut pas être localisée à l'intérieur de la Galaxie, car on devrait alors observer une concentration de rayonnement vers le centre de la Galaxie. La source de rayonnement n'a pas pu être localisée à l'intérieur du système solaire, car Il y aurait une variation quotidienne de l’intensité du rayonnement. De ce fait, une conclusion a été tirée sur la nature extragalactique de ce rayonnement de fond. Ainsi, l’hypothèse d’un Univers chaud a reçu une base observationnelle.
Pour comprendre la nature du rayonnement de fond cosmique micro-ondes, il est nécessaire de se tourner vers les processus qui ont eu lieu aux premiers stades de l’expansion de l’Univers. Considérons comment les conditions physiques de l'Univers ont changé au cours du processus d'expansion.
Désormais, chaque centimètre cube d'espace contient environ 500 photons reliques, et il y a beaucoup moins de matière par volume. Étant donné que le rapport entre le nombre de photons et le nombre de baryons lors de l'expansion est maintenu, mais que l'énergie des photons lors de l'expansion de l'Univers diminue avec le temps en raison du décalage vers le rouge, nous pouvons conclure qu'à un moment donné dans le passé, l'énergie La densité du rayonnement était supérieure à la densité énergétique des particules de matière. Cette période est appelée l’étape de rayonnement dans l’évolution de l’Univers. L'étape de rayonnement était caractérisée par l'égalité de température de la substance et du rayonnement. À cette époque, les radiations déterminaient complètement la nature de l’expansion de l’Univers. Environ un million d'années après le début de l'expansion de l'Univers, la température a chuté à plusieurs milliers de degrés et une recombinaison d'électrons, auparavant des particules libres, a eu lieu avec des protons et des noyaux d'hélium, c'est-à-dire formation d'atomes. L’Univers est devenu transparent au rayonnement, et c’est ce rayonnement que nous détectons désormais et appelons rayonnement relique. Certes, depuis lors, en raison de l’expansion de l’Univers, les photons ont diminué leur énergie d’environ 100 fois. Au sens figuré, les quanta du fond cosmique des micro-ondes ont « imprimé » l’ère de la recombinaison et véhiculent des informations directes sur un passé lointain.
Après la recombinaison, la matière a commencé à évoluer indépendamment pour la première fois, indépendamment du rayonnement, et des densités ont commencé à y apparaître - les embryons des futures galaxies et leurs amas. C’est pourquoi les expériences visant à étudier les propriétés du rayonnement cosmique de fond micro-ondes – son spectre et ses fluctuations spatiales – sont si importantes pour les scientifiques. Leurs efforts n’ont pas été vains : au début des années 90. L'expérience spatiale russe Relikt-2 et l'américain Kobe ont découvert des différences dans la température du rayonnement de fond cosmique micro-ondes des zones voisines du ciel, et l'écart par rapport à la température moyenne n'est que d'environ un millième de pour cent. Ces variations de température contiennent des informations sur l'écart de la densité de matière par rapport à la valeur moyenne au cours de l'époque de recombinaison. Après la recombinaison, la matière dans l'Univers était répartie presque uniformément, et là où la densité était au moins légèrement supérieure à la moyenne, l'attraction était plus forte. Ce sont les variations de densité qui ont ensuite conduit à la formation de structures à grande échelle, d’amas de galaxies et de galaxies individuelles observées dans l’Univers. Selon les idées modernes, les premières galaxies auraient dû se former à une époque correspondant à des redshifts de 4 à 8.
Y a-t-il une chance de regarder encore plus loin dans l’époque précédant la recombinaison ? Jusqu'au moment de la recombinaison, c'était la pression du rayonnement électromagnétique qui créait principalement le champ gravitationnel qui ralentissait l'expansion de l'Univers. A ce stade, la température variait en proportion inverse de la racine carrée du temps écoulé depuis le début de l'expansion. Considérons successivement les différentes étapes d'expansion de l'Univers primitif.
À une température d'environ 1013 Kelvin, des paires de particules et antiparticules diverses sont nées et annihilées dans l'Univers : protons, neutrons, mésons, électrons, neutrinos, etc. Lorsque la température est tombée à 5*1012 K, presque tous les protons et neutrons étaient anéanti, se transformant en quanta de rayonnement ; Il ne restait que celles pour lesquelles il n’y avait « pas assez » d’antiparticules. C’est de ces protons et neutrons « excédentaires » que consiste principalement la matière de l’Univers observable moderne.
À T = 2*1010 K, les neutrinos pénétrants ont cessé d'interagir avec la matière - à partir de ce moment, un « fond de neutrinos reliques » aurait dû subsister, qui pourra peut-être être détecté lors de futures expériences sur les neutrinos.
Tout ce qui vient d'être évoqué s'est produit à des températures ultra-élevées dans la première seconde qui a suivi le début de l'expansion de l'Univers. Quelques secondes après la « naissance » de l'Univers, commence l'ère de la nucléosynthèse primaire, lorsque se forment des noyaux de deutérium, d'hélium, de lithium et de béryllium. Cela a duré environ trois minutes et a eu pour principal résultat la formation de noyaux d'hélium (25 % de la masse de toute la matière de l'Univers). Les éléments restants, plus lourds que l'hélium, constituaient une partie négligeable de la substance - environ 0,01 %.
Après l'ère de la nucléosynthèse et avant l'ère de la recombinaison (environ 106 ans), une expansion et un refroidissement silencieux de l'Univers se sont produits, puis - des centaines de millions d'années après le début - les premières galaxies et étoiles sont apparues.
Au cours des dernières décennies, le développement de la cosmologie et de la physique des particules élémentaires a permis d’envisager théoriquement la toute première période « superdense » de l’expansion de l’Univers. Il s'avère qu'au tout début de l'expansion, lorsque la température était incroyablement élevée (plus de 1028 K), l'Univers pourrait être dans un état particulier dans lequel il se dilatait avec accélération et l'énergie par unité de volume restait constante. Cette étape d’expansion était qualifiée d’inflationniste. Un tel état de la matière est possible à une condition : une pression négative. La phase d’expansion inflationniste ultra-rapide a duré une infime période de temps : elle s’est terminée entre 10 et 36 secondes environ. On pense que la véritable « naissance » des particules élémentaires de matière sous la forme sous laquelle nous les connaissons aujourd’hui s’est produite juste après la fin de la phase inflationniste et a été provoquée par la désintégration du champ hypothétique. Après cela, l’expansion de l’Univers s’est poursuivie par inertie.
L'hypothèse de l'univers inflationniste répond à un certain nombre de questions importantes en cosmologie qui, jusqu'à récemment, étaient considérées comme des paradoxes inexplicables, en particulier la question de la cause de l'expansion de l'univers. Si dans son histoire l'Univers a réellement traversé une époque où il y avait une forte pression négative, alors la gravité aurait inévitablement dû provoquer non pas une attraction, mais une répulsion mutuelle des particules matérielles. Et cela signifie que l'Univers a commencé à se développer rapidement et de manière explosive. Bien entendu, le modèle de l’Univers inflationniste n’est qu’une hypothèse : même une vérification indirecte de ses dispositions nécessite des instruments qui n’ont tout simplement pas encore été créés. Cependant, l'idée de l'expansion accélérée de l'Univers au tout début de son évolution est devenue fermement ancrée dans la cosmologie moderne.
En parlant de l’Univers primitif, nous sommes soudainement transportés des plus grandes échelles cosmiques vers la région du micromonde, décrite par les lois de la mécanique quantique. La physique des particules élémentaires et des ultra-hautes énergies est étroitement liée en cosmologie à la physique des systèmes astronomiques géants. Les plus grands et les plus petits sont ici reliés les uns aux autres. C’est l’incroyable beauté de notre monde, plein de connexions inattendues et d’unité profonde.
Les manifestations de la vie sur Terre sont extrêmement diverses. La vie sur Terre est représentée par des créatures nucléaires et prénucléaires, unicellulaires et multicellulaires ; les multicellulaires, quant à eux, sont représentés par des champignons, des plantes et des animaux. Chacun de ces royaumes regroupe différents types, classes, ordres, familles, genres, espèces, populations et individus.
Dans toute la diversité apparemment infinie du vivant, on peut distinguer plusieurs niveaux d'organisation du vivant : moléculaire, cellulaire, tissulaire, organe, havegénétique, population, espèce, biogéocénotique, biosphère. Les niveaux répertoriés sont mis en évidence pour faciliter l’étude. Si nous essayons d'identifier les principaux niveaux, reflétant moins les niveaux d'étude que les niveaux d'organisation de la vie sur Terre, alors les principaux critères d'une telle identification devraient être la présence de structures élémentaires et discrètes spécifiques et de phénomènes élémentaires. Avec cette approche, il s'avère nécessaire et suffisant de distinguer les niveaux de génétique moléculaire, d'ontogenèse, de population-espèce et de biogéocénotique (N.V. Timofeev-Resovsky et autres).
Niveau génétique moléculaire. Lors de l'étude de ce niveau, apparemment, la plus grande clarté a été obtenue dans la définition des concepts de base, ainsi que dans l'identification des structures et phénomènes élémentaires. Le développement de la théorie chromosomique de l'hérédité, l'analyse du processus de mutation et l'étude de la structure des chromosomes, des phages et des virus ont révélé les principales caractéristiques de l'organisation des structures génétiques élémentaires et des phénomènes associés. On sait que les principales structures à ce niveau (codes d'informations héréditaires transmises de génération en génération) sont des ADN différenciés par leur longueur en éléments de code - des triplets de bases azotées qui forment des gènes.
Les gènes à ce niveau d’organisation de la vie représentent des unités élémentaires. Les principaux phénomènes élémentaires associés aux gènes peuvent être considérés comme leurs changements structurels locaux (mutations) et le transfert des informations qui y sont stockées vers des systèmes de contrôle intracellulaires.
La reduplication convariante se produit selon le principe de la matrice en rompant les liaisons hydrogène de la double hélice de l'ADN avec la participation de l'enzyme ADN polymérase. Ensuite, chacun des brins construit un brin correspondant, après quoi les nouveaux brins sont reliés de manière complémentaire les uns aux autres. Les bases pyrimidine et purine des brins complémentaires sont maintenues ensemble par des liaisons hydrogène par l'ADN polymérase. Ce processus est effectué très rapidement. Ainsi, l'auto-assemblage de l'ADN d'Escherichia coli, constitué d'environ 40 000 paires de nucléotides, ne nécessite que 100 s. L'information génétique est transférée du noyau par les molécules d'ARNm vers le cytoplasme jusqu'aux ribosomes et participe là à la synthèse des protéines. Une protéine contenant des milliers d’acides aminés est synthétisée dans une cellule vivante en 5 à 6 minutes, et plus rapidement dans une bactérie.
Les principaux systèmes de contrôle, tant lors de la reduplication convariante que lors du transfert d'informations intracellulaire, utilisent le « principe matriciel », c'est-à-dire sont des matrices à côté desquelles sont construites les macromolécules spécifiques correspondantes. Actuellement, le code intégré dans la structure des acides nucléiques, qui sert de matrice pour la synthèse de structures protéiques spécifiques dans les cellules, est en train d'être déchiffré avec succès. La réduplication, basée sur la copie matricielle, préserve non seulement la norme génétique, mais également les écarts par rapport à celle-ci, c'est-à-dire mutations (la base du processus évolutif). Une connaissance suffisamment précise du niveau génétique moléculaire est une condition préalable nécessaire pour une compréhension claire des phénomènes vitaux se produisant à tous les autres niveaux de l'organisation de la vie.
