Okuyucunun muhtemelen fark ettiği gibi, radyo astronomisinin tarihi öyle gelişmiştir ki, bu bilim alanındaki en önemli keşifler tesadüfen yapılmıştır. Radyo astronomisinin başlangıcı, Jansky'nin uzaydan Dünya'ya gelen farklı radyasyon kaynaklarını tesadüfen keşfetmesiyle atıldı. Araştırma yaparken
Titreşen radyo dalgaları olgusunun tesadüfi ama çok daha önemli bir sonucu olarak pulsarlar keşfedildi.
Günümüzün bir diğer büyük keşfi, yeni fenomeni keşfedenler tarafından tamamen beklenmedik bir şekilde yapıldı. 1965 yılında Bell adına iki radyo uzmanı olan Penzias ve Wilson, çok hassas radyo alım cihazlarından birini incelediler ve olası her türlü parazitin etkisini ortadan kaldıracak iyileştirmeler yaptılar. Uzun çalışmaların ardından her şeyi bu yönde yaptıkları ve karasal radyo emisyon kaynaklarının etkisinin tamamen yok edilmesi gerektiği sonucuna vardıklarında, gökyüzüne yönelik alıcı cihazın almaya devam ettiği keşfedildi. çok zayıf olmasına rağmen güvenle kaydedilmiş radyo emisyonu. Onun tuhaflığı, radyasyonun yoğunluğunun, elbette, radyo emisyonunun ayrı kozmik Saraçlarının bulunduğu yerler hariç, tüm yönler için neredeyse katı bir sabitlik göstermesiydi.
Keşfin önemi, daha sonraki araştırmalar gelen radyasyonun dalga boyları üzerindeki dağılımının bir “siyah cismin” radyasyonuna karşılık geldiğini gösterdiğinde netleşti. Bu, son derece düşük bir sıcaklığa sahip bir cismin neden olabileceği bir durumdur: Wien yasasına göre (λ m). · T = 0,2897) bu sıcaklıkta maksimum radyasyon enerjisi yaklaşık 1 mm dalga boyunda meydana gelir.
Tespit edilen radyo emisyonunun yoğunluğunun yönden neredeyse tamamen bağımsız olmasından (izotropisi), Evrenin bu radyasyon tarafından nüfuz ettiği sonucu çıkar; yıldızlar ve galaksiler arasındaki tüm boşluğu doldurur. 3 K sıcaklığa sahip tamamen siyah bir cisim yasasına göre enerjinin spektrumdaki dağılımı, bu radyasyonun yıldızların, bulutsuların ve galaksilerin dönüştürülmüş radyasyonu olmadığını, Evrenin alanını dolduran bağımsız bir madde olduğunu göstermektedir. . Bu nedenle buna arka plan radyasyonu denir.
CMB radyasyonu, her yönde aynı olan ve ~ 2,7 K sıcaklıktaki siyah bir cismin spektrum karakteristiğine sahip olan arka plan mikrodalga radyasyonudur.
Bu radyasyondan şu sorunun cevabını bulabileceğimize inanılıyor: Nereden geldi? Aslında kozmik mikrodalga arka plan ışınımı, yoğun sıcak plazmanın genişlemesinden sonra ortaya çıkmaya başladığında “Evrenin inşasından” geriye kalan şeydir. Kozmik mikrodalga arka plan radyasyonunun ne olduğunu anlamayı kolaylaştırmak için, onu insan faaliyetinin kalıntılarıyla karşılaştıralım. Mesela bir insan bir şey icat ediyor, başkaları onu satın alıyor, kullanıyor ve atıklarını atıyor. Yani çöp (insan yaşamının sonucu), kozmik mikrodalga arka plan radyasyonunun bir benzeridir. Çöpten her şeyi öğrenebilirsiniz - bir kişinin belirli bir süre içinde nerede olduğu, ne yediği, ne giydiği ve hatta ne hakkında konuştuğu. Ayrıca kozmik mikrodalga arka plan radyasyonu. Bilim adamları, özelliklerine dayanarak büyük patlama anının bir resmini oluşturmaya çalışıyorlar ve bu, şu soruya cevap verebilir: Evren nasıl ortaya çıktı? Ancak yine de enerjinin korunumu yasaları evrenin kökeni hakkında bazı anlaşmazlıklar yaratmaktadır çünkü hiçbir şey hiçbir yerden gelmez ve hiçbir yere gitmez. Evrenimizin dinamikleri geçişler, özelliklerdeki ve hallerdeki değişikliklerdir. Bu gezegenimizde bile gözlemlenebilir. Örneğin, su parçacıkları bulutunda yıldırım topu mu görünüyor? Nasıl? Bu nasıl olabilir? Hiç kimse belirli yasaların kökenini açıklayamaz. Tıpkı kozmik mikrodalga arka plan ışınımının keşif tarihinde olduğu gibi, bu yasaların keşfedildiği anlar da vardır.
Kozmik mikrodalga arka plan radyasyonunun incelenmesiyle ilgili tarihsel gerçekler
SPK'dan ilk kez Georgiy Antonovich Gamow (George Gamow) büyük patlama teorisini açıklamaya çalışırken bahsetti. Sürekli genişleyen bir evrenin uzayını bir miktar radyasyon kalıntısının doldurduğunu varsaydı. 1941'de, Yılancı kümesindeki yıldızlardan birinin soğurulmasını incelerken Andrew McKellar, 2,7 K sıcaklığa karşılık gelen ışığın spektral soğurma çizgilerini fark etti. 1948'de Georgi Gamow, Ralph Alfert ve Robert Herman, yıldızın sıcaklığını belirledi. 5 K'de kozmik mikrodalga arka plan radyasyonu. Daha sonra Georgy Gamow, bilinen 3 K'den daha düşük bir sıcaklık önerdi. Ancak bu, o zamanlar kimsenin bilmediği bu gerçeğin yalnızca yüzeysel bir çalışmasıydı. 60'ların başında Robert Dicke ve Yakov Zeldovich, radyasyon yoğunluğu zamana bağlı olmayan dalgaları kaydederek Gamow ile aynı sonuçları elde ettiler. Bilim adamlarının meraklı zihinleri, kozmik mikrodalga arka plan radyasyonunu daha doğru bir şekilde kaydedebilmek için özel bir radyo teleskopu yaratmak zorundaydı. 80'li yılların başında uzay endüstrisinin gelişmesiyle birlikte, kozmik mikrodalga arka plan radyasyonu bir uzay aracından daha dikkatli bir şekilde incelenmeye başlandı. Kozmik mikrodalga arka plan ışınımının izotropi özelliğini belirlemek mümkündü (tüm yönlerde aynı özellikler, örneğin 10 saniyede kuzeye 5 adım ve 10 saniyede güneye 5 adım). Günümüzde kalıntı çalışmasının özellikleri ve oluşum tarihi üzerine çalışmalar devam etmektedir.
Kalıntı radyasyonun hangi özellikleri vardır?
COBE uydusundaki FIRAS cihazı kullanılarak elde edilen verilerden elde edilen CMB spektrumu
Kozmik mikrodalga arka plan ışınımının spektrumu 2,75 Kelvin'dir ve bu, bu sıcaklığa soğutulmuş kurumunkine benzer. Böyle bir madde, onu ne kadar etkilerseniz etkileyin, üzerine gelen radyasyonu (ışık) her zaman emer. Ya onu manyetik bir bobine sokun, bir nükleer bombaya atın ya da bir projektörle parlatın. Böyle bir vücut aynı zamanda çok az radyasyon yayar. Ancak bu yalnızca hiçbir şeyin mutlak olmadığı gerçeğini kanıtlar. Her zaman ideal bir yasayı süresiz olarak çıkarabilir, bir şeyin belirli bir özelliğinin maksimumunu elde edebilirsiniz, ancak küçük bir miktar atalet her zaman kalacaktır.
Kozmik mikrodalga arka plan radyasyonunun incelenmesiyle ilgili ilginç gerçekler
Kozmik mikrodalga arka plan radyasyonunun maksimum frekansı 1,9 mm dalgaya eşit olan 160,4 GHz'de kaydedildi. Ve bu radyasyonun yoğunluğu cm3 başına 400-500 fotondur. CMB radyasyonu evrende genel olarak gözlemlenebilen en eski, en eski radyasyondur. Her parçacığın Dünya'ya ulaşması 400.000 yıl sürdü. Kilometreler değil, yıllar! Uydu gözlemlerine ve matematiksel hesaplamalara göre, kozmik mikrodalga arka plan radyasyonu hareketsiz görünüyor ve tüm galaksiler ve takımyıldızlar ona göre saniyede yüzlerce kilometre gibi muazzam hızlarda hareket ediyor. Pencereden hareket eden bir treni izlemek gibi. Kozmik mikrodalga arka plan ışınımının sıcaklığı takımyıldız yönünde %0,1 daha yüksek, ters yönde ise %0,1 daha düşüktür. Bu, kalıntı arka plana göre Güneş'in bu takımyıldıza doğru hareketini açıklar.
Kozmik mikrodalga arka plan ışınımının incelenmesi bize ne sağlıyor?
İlk Evren soğuktu, çok soğuktu. Evren neden bu kadar soğuktu ve evrenin genişlemesi başladığında ne oldu? Büyük patlama nedeniyle evrenin dışına büyük miktarda enerji yığınlarının salındığı, ardından Evrenin soğuduğu, neredeyse donduğu, ancak zamanla enerjinin yeniden kümeler halinde toplanmaya başladığı ve belirli bir miktar enerji yığınlarının oluştuğu varsayılabilir. Evrenin genişleme sürecini başlatan reaksiyon ortaya çıktı. Peki karanlık madde nereden geliyor ve kozmik mikrodalga arka plan radyasyonuyla etkileşime giriyor mu? Belki de kozmik mikrodalga arka plan radyasyonu, karanlık maddenin ayrışmasının sonucudur ki bu, büyük patlamanın artık radyasyonundan daha mantıklıdır. Karanlık enerji antimadde olabileceğinden ve karanlık madde parçacıkları, madde parçacıklarıyla çarpışarak, malzeme ve antimadde dünyasında, kalıntı radyasyona benzer şekilde radyasyon oluşturur. Bugün bu, insanın başarıya ulaşabileceği, bilim ve toplum tarihine damga vurabileceği en yeni, keşfedilmemiş bilim alanıdır.
Mikrodalga arka plan radyasyonu (kalıntı radyasyon)
- uzay yaklaşık bir sıcaklıkta bir spektrum karakteristiğine sahip radyasyon. ZK; Kısa dalga radyo aralığında (santimetre, milimetre ve milimetre altı dalgalarda) Evrenin arka plan radyasyonunun yoğunluğunu belirler. En yüksek izotropi derecesi ile karakterize edilir (yoğunluk her yönde neredeyse aynıdır). M. f.'nin keşfi. Ve. (A. Penzias, R. Wilson, 1965, ABD) sözde doğruladı. , Evrenin genişlemesinin izotropisi kavramı ve onun büyük ölçeklerdeki homojenliği lehine en önemli deneysel kanıtı verdi (bkz.).Sıcak Evren modeline göre, genişleyen Evren'in maddesi geçmişte şimdikinden çok daha yüksek bir yoğunluğa ve son derece yüksek bir sıcaklığa sahipti. Şu tarihte: T> Protonlar, helyum iyonları ve elektronlardan oluşan, sürekli olarak foton yayan, saçan ve soğuran 10 8 K birincil tam emisyon halindeydi. Evrenin daha sonraki genişlemesi sırasında plazma ve radyasyonun sıcaklığı düştü. Parçacıkların fotonlarla etkileşiminin, karakteristik genişleme süresi boyunca radyasyon spektrumunu önemli ölçüde etkilemek için artık zamanı yoktu (bu zamana kadar Bremsstrahlung radyasyonu açısından Evren birden çok daha az hale gelmişti). Bununla birlikte, Evrenin genişlemesi sırasında radyasyonun madde ile etkileşiminin tamamen yokluğunda bile, radyasyonun kara cisim spektrumu kara cisim olarak kalır, yalnızca radyasyonun sıcaklığı azalır. Sıcaklık 4000 K'yi aşarken, birincil madde tamamen iyonlaşmıştı, fotonların bir saçılma olayından diğerine aralığı çok daha azdı. 4000 K'da protonlar ve elektronlar kaybolmuş, plazma nötr hidrojen ve helyum atomlarının bir karışımına dönüşmüş ve Evren radyasyona karşı tamamen şeffaf hale gelmiştir. Daha da genişlemesi sırasında, radyasyon sıcaklığı düşmeye devam etti, ancak radyasyonun kara cisim doğası, dünyanın evriminin erken dönemine ait bir kalıntı, bir "hafıza" olarak korundu. Bu radyasyon önce 7,35 cm'lik bir dalgada, daha sonra diğer dalgalarda (0,6 mm'den 50 cm'ye kadar) keşfedildi.
M. f.'nin sıcaklığı. Ve. % 10'luk bir doğrulukla 2,7 K'ye eşit olduğu ortaya çıktı. Ort. bu radyasyonun fotonlarının enerjisi son derece düşüktür - görünür ışığın fotonlarının enerjisinden 3000 kat daha azdır, ancak fotonların sayısı M.f. Ve. çok büyük. Evrendeki her atom için M.f.'nin ~ 10 9 fotonu vardır. Ve. (1 cm3 başına ortalama 400-500 foton).
M. f.'nin sıcaklığını belirlemek için doğrudan yöntemle birlikte. Ve. - radyasyon spektrumundaki enerji dağıtım eğrisine göre (bkz.), yıldızlararası ortamdaki daha düşük enerji seviyelerindeki moleküllerin popülasyonuna göre dolaylı bir yöntem de vardır. Bir foton M.f. tarafından emildiğinde. Ve. molekül tabandan hareket eder. heyecanlı bir duruma geçmek. Radyasyon sıcaklığı ne kadar yüksek olursa, molekülleri uyarmaya yetecek enerjiye sahip fotonların yoğunluğu da o kadar yüksek olur ve uyarılmış seviyedeki oranları da o kadar büyük olur. Uyarılmış moleküllerin sayısına (seviyelerin popülasyonu) göre, heyecan verici radyasyonun sıcaklığı yargılanabilir. Böylece optik gözlemler. Yıldızlararası camgöbeğinin (CN) soğurma çizgileri, düşük enerji seviyelerinin, sanki CN molekülleri üç derecelik kara cisim radyasyonu alanındaymış gibi doldurulduğunu göstermektedir. Bu gerçek, 1941'de, M. f.'nin keşfinden çok önce tespit edildi (ancak tam olarak anlaşılmadı). Ve. doğrudan gözlemler.Ne yıldızlar ve radyo galaksileri, ne de sıcak galaksiler arası. ne gaz ne de yıldızlararası tozun görünür ışığı yeniden yayması, manyetik f'ye yaklaşan radyasyon üretebilir. i.: Bu radyasyonun toplam enerjisi çok yüksektir ve spektrumu ne yıldızların spektrumuna ne de radyo kaynaklarının spektrumuna benzer değildir (Şekil 1). Bu, gök küresi boyunca yoğunluk dalgalanmalarının (küçük ölçekli açısal dalgalanmalar) neredeyse tamamen yokluğunun yanı sıra, manyetik f'nin kozmolojik, kalıntı kökenini kanıtlar. Ve.
M. f.'nin dalgalanmaları. Ve.
M. f'nin yoğunluğundaki küçük farklılıkların tespiti. yani, gök küresinin farklı yerlerinden alınan veriler, daha sonra galaksilerin ve galaksi kümelerinin oluşumuna yol açan maddedeki birincil bozuklukların doğası hakkında bir takım sonuçlar çıkarmamıza olanak sağlayacaktır. Modern galaksiler ve kümeleri, Evrendeki hidrojenin rekombinasyonundan önce var olan madde yoğunluğundaki önemsiz genlik homojensizliklerinin artması sonucu oluşmuştur. Herhangi bir kozmolojik modelde, Evrenin genişlemesi sırasında homojensizliklerin genliğinin büyüme yasası bulunabilir. Rekombinasyon anında maddenin homojensizliğinin genliklerinin ne olduğunu biliyorsanız, bunların büyüyüp birlik düzeyine gelmelerinin ne kadar sürdüğünü tespit edebilirsiniz. Bundan sonra, ortalamanın önemli ölçüde üzerinde yoğunluğa sahip alanların, genel genişleyen arka plandan öne çıkması ve galaksilerin ve galaksi kümelerinin oluşmasına yol açması gerekirdi. Yalnızca kalıntı radyasyon, rekombinasyon anında başlangıçtaki yoğunluk homojensizliklerinin genliği hakkında "söyleyebilir". Rekombinasyondan önce radyasyon maddeyle sıkı bir şekilde bağlı olduğundan (elektronlar saçılmış fotonlar), maddenin uzaysal dağılımındaki homojensizlikler radyasyon enerjisi yoğunluğunda homojen olmayanlara, yani Evrenin farklı yoğunluktaki bölgelerinde radyasyon sıcaklığındaki farklılıklara yol açtı. Rekombinasyondan sonra madde radyasyonla etkileşimi bırakıp ona karşı şeffaf hale geldiğinde, M. f. Ve. rekombinasyon dönemi boyunca Evrendeki yoğunluk homojensizlikleri hakkındaki tüm bilgileri korumalıydı. Homojensizlikler mevcutsa, M. f'nin sıcaklığı. Ve. dalgalanmalı ve gözlem yönüne bağlı olmalıdır. Ancak beklenen dalgalanmaları tespit etmeye yönelik deneyler henüz yeterince yüksek doğruluğa sahip değildir. Dalgalanma değerleri için yalnızca üst sınırlar sağlarlar. Küçük açısal ölçeklerde (bir yay dakikasından altı yay derecesine kadar), dalgalanmalar 10-4 K'yi aşmaz. Manyetik f dalgalanmalarının araştırılması. Ve. ayrı kozmik unsurların arka plandaki dalgalanmalara katkıda bulunması gerçeği nedeniyle de karmaşıktır. radyo kaynakları, Dünya atmosferinin radyasyonu dalgalanıyor vb. Büyük açısal ölçekler üzerinde yapılan deneyler ayrıca M. f. Ve. pratik olarak gözlem yönünden bağımsız: sapmalar K'yi aşmaz. Elde edilen veriler, Evrenin genişlemesinin anizotropi derecesinin tahminini, "saçılan" galaksilerin doğrudan gözlemlerinden elde edilen tahminle karşılaştırıldığında 100 kat azaltmayı mümkün kılmıştır. .
M. f. Ve. "yeni eter" olarak.
M. f. Ve. yalnızca sözde "saçılma" galaksileriyle ilişkili koordinat sisteminde izotropik. eşlik eden referans sistemi (bu sistem Evren ile birlikte genişler). Başka herhangi bir koordinat sisteminde radyasyonun yoğunluğu yöne bağlıdır. Bu gerçek, manyetik f ile ilişkili koordinat sistemine göre Güneş'in hızının ölçülmesi olasılığını açar. Ve. Aslında Doppler etkisi nedeniyle, manyetik f ile ilişkili bir sistemde hareket eden bir gözlemciye doğru yayılan fotonlar, ona yetişen fotonlardan daha yüksek bir enerjiye sahiptir. yani enerjileri eşittir. Bu nedenle, böyle bir gözlemci için radyasyon sıcaklığının şu yöne bağlı olduğu ortaya çıkar: , burada T 0 - Çar gökyüzü radyasyon sıcaklığı boyunca, v- Gözlemcinin hızı, - Hız vektörü ile gözlem yönü arasındaki açı.
Güneş sisteminin bu radyasyon alanına göre hareketi ile ilişkili kozmik mikrodalga arka plan radyasyonunun dipol anizotropisi artık kesin olarak belirlenmiştir (Şekil 2): Aslan takımyıldızı yönünde, M.f.'nin sıcaklığı. Ve. ortalamadan 3,5 mK daha yüksektir ve ters yönde (Kova takımyıldızı) ortalamanın aynı miktarda altındadır. Sonuç olarak Güneş (Dünya ile birlikte) manyetik fonksiyona göre hareket eder. Ve. yaklaşık bir hızda. Aslan takımyıldızına doğru 400 km/s. Gözlemlerin doğruluğu o kadar yüksektir ki deneyi yapanlar Dünya'nın Güneş etrafındaki hızını 30 km/s olarak kaydetmektedir. Güneş'in Galaksinin merkezi etrafındaki hareketinin hızını hesaba katmak, Galaksinin manyetik f'ye göre hareket hızını belirlemeyi mümkün kılar. Ve. Hızı 600 km/s'dir. Prensip olarak, zengin gökada kümelerinin CMB'ye göre hızlarının belirlenmesine olanak tanıyan bir yöntem vardır (bkz.).
Spektrum M.f. Ve.
Şek. Tablo 1, M. f'ye ilişkin mevcut deneysel verileri göstermektedir. Ve. ve sıcaklığı 2,7 K olan tamamen siyah bir cismin denge radyasyon spektrumundaki enerji dağılımının Planck eğrisi. Deney noktalarının konumları teorik konumlarla iyi bir uyum içindedir. çarpık. Bu, sıcak Evren modeli için güçlü bir destek sağlar.
Santimetre ve desimetre dalga aralığında M. f sıcaklığının ölçümlerine dikkat edin. Ve. Radyo teleskopları kullanılarak Dünya yüzeyinden mümkün. Milimetre düzeyinde ve özellikle milimetre altı aralıklarda atmosferik radyasyon, manyetik fizik gözlemlerine müdahale eder. yani, ölçümler geniş bantta, balonlara (silindirlere) ve roketlere monte edilerek gerçekleştirilir. M. f.'nin spektrumu hakkında değerli veriler. Ve. milimetrelik bölgede, sıcak yıldızların spektrumlarındaki yıldızlararası ortam moleküllerinin soğurma çizgilerinin gözlemlerinden elde edildi. Ana olduğu ortaya çıktı M. f'nin enerji yoğunluğuna katkısı. Ve. sıcaklığı 3 K'ye yakın olan 6 ila 0,6 mm arasında radyasyon üretir. Bu dalga boyu aralığında, manyetik f'nin enerji yoğunluğu. Ve. =0,25 eV/cm3 .
Pek çok kozmolojik Madde ve antimadde süreçlerini, gelişmiş, büyük ölçekli potansiyel hareketlerin dağılmasını, birincil küçük kütlelerin buharlaşmasını, kararsız olanların bozunmasını dikkate alan galaksi oluşumu teorileri ve teorileri öngörüyorlar. Evrenin genişlemesinin ilk aşamalarında enerji salınımı. Aynı zamanda M.f.'nin sıcaklığının arttığı aşamada herhangi bir enerji salınımı align=absmiddle" width=127" height=18"> Ve. 3 K'ya kadar değişen bir değer, kara cisim spektrumunu gözle görülür biçimde bozmuş olmalıdır. Böylece M. f'nin spektrumu. Ve. Evrenin termal geçmişi hakkında bilgi taşır. Dahası, bu bilginin farklı olduğu ortaya çıkıyor: genişlemenin üç aşamasının her birinde enerji salınımı (K; 3T 4000 K). Bu tür enerjik fotonların sayısı çok azdır (toplam sayının ~10-9'u). Bu nedenle, nötr atomların oluşumundan kaynaklanan rekombinasyon radyasyonu, manyetik alanın spektrumunu büyük ölçüde bozmuş olmalıdır. Ve. 250 mikronluk dalgalarda.Bu madde galaksilerin oluşumu sırasında başka bir ısınma yaşayabilir. Spektrum M.f. Ve. aynı zamanda, kalıntı fotonların sıcak elektronlar tarafından saçılması fotonların enerjisini arttırdığı için de değişebilir (bkz.). Bu durumda spektrumun kısa dalga bölgesinde özellikle güçlü değişiklikler meydana gelir. M. f'nin spektrumunun olası bozulmasını gösteren eğrilerden biri. i., Şekil 2'de gösterilmiştir. 1 (kesikli eğri). M. f spektrumunda mevcut değişiklikler. Ve. Evrendeki maddenin ikincil ısınmasının rekombinasyondan çok daha sonra meydana geldiğini gösterdi.
M. f. Ve. ve kozmik ışınlar.
Kozmik ışınlar (protonlar ve yüksek enerjili çekirdekler; bizim ve diğer galaksilerin metre aralığındaki radyo emisyonunu belirleyen ultra göreceli elektronlar), doğdukları yıldızlarda ve galaktik çekirdeklerdeki dev patlayıcı süreçler hakkında bilgi taşırlar. Anlaşıldığı üzere, Evrendeki yüksek enerjili parçacıkların ömrü büyük ölçüde manyetik alanın fotonlarına bağlıdır. yani, düşük enerjiye sahip, ancak son derece sayısız - Evrendeki atomlardan milyarlarca kat daha fazlası var (bu oran Evrenin genişlemesi sırasında korunur). Ultrarelativistik elektronların çarpışmasında kozmik. fotonlu ışınlar M. f. Ve. Enerji ve momentumun yeniden dağıtımı meydana gelir. Fotonun enerjisi kat kat artar ve radyo fotonu, x-ışını fotonuna dönüşür. radyasyon, elektronun enerjisi önemsiz ölçüde değişir. Bu işlem defalarca tekrarlandığından elektron yavaş yavaş tüm enerjisini kaybeder. Uydulardan ve X-ışını roketlerinden gözlemlendi. arka plan radyasyonunun kısmen bu süreçten kaynaklandığı görülmektedir.
Ultra yüksek enerjilerdeki protonlar ve çekirdekler de M. f fotonlarının etkisine maruz kalır. yani: onlarla çarpıştığında çekirdekler bölünür ve protonlarla çarpışmalar yeni parçacıkların (elektron-pozitron çiftleri, -mezonlar vb.) doğmasına yol açar. Sonuç olarak, proton enerjisi hızla eşiğe düşer ve bu eşiğin altında enerjinin ve momentumun korunumu yasalarına göre parçacıkların doğuşu imkansız hale gelir. Bu süreçlerle pratik olan uzayda yokluk 10-20 eV enerjiye sahip parçacıkların ışınlarının yanı sıra az sayıda ağır çekirdek.
Yandı:
Zeldovich Ya.B., Evrenin “Sıcak” modeli, UFN, 1966, v. 89, v. 4, s. 647; Weinberg S., İlk üç dakika, çev. İngilizceden, M., 1981.
ARKA PLAN RADYASYONU
ARKA PLAN RADYASYONU Normal koşullar altında ortamda bulunan radyasyon. Herhangi bir kaynaktan yayılan radyasyon ölçülürken bu dikkate alınmalıdır. Dünya'da arka plan radyasyonu, doğal olarak oluşan radyoaktif kayaların çürümesinden kaynaklanır. Uzayda “mikrodalga arka planı” olarak adlandırılan şeyin “Big BANG” etkisine atfedildiği düşünülüyor.
Bilimsel ve teknik ansiklopedik sözlük.
Diğer sözlüklerde “ARKA PLAN RADYASYONU”nun ne olduğunu görün:
Astrofizikte, Evrenin dağınık ve pratik olarak izotropik elektromanyetik radyasyonu. Arka plan radyasyonunun spektrumu uzun radyo dalgalarından gama ışınlarına kadar uzanır. Arka plan radyasyonuna katkılar, bireysel olarak ayırt edilemeyen uzak mesafelerden gelebilir... ... Büyük Ansiklopedik Sözlük
arka plan radyasyonu- Seviyesi yararlı sinyalden önemli ölçüde düşük olan radyasyon. [L.M. Nevdyaev. Telekomünikasyon teknolojileri. İngilizce-Rusça açıklayıcı sözlük referans kitabı. Düzenleyen: Yu.M. Gornostaeva. Moskova, 2002] Telekomünikasyon konuları, temel kavramlar EN... ... Teknik Çevirmen Kılavuzu
Astrofizikte, Evrenden gelen yaygın ve pratik olarak izotropik elektromanyetik radyasyon. Arka plan radyasyonunun spektrumu uzun radyo dalgalarından gama ışınlarına kadar uzanır. Tek tek ayırt edilemeyen uzak nesneler arka plan radyasyonuna katkıda bulunabilir... ... Ansiklopedik Sözlük
arka plan radyasyonu- Rus arka plan radyasyonu (ları), iyonlaştırıcı radyasyonun arka planı (m); arka plan radyasyonu (g); radyoaktif arka plan (m) eng arka plan radyasyonu fra rayonnement (m) de fond, rayonnement (m) iyonlaştırıcı doğal deu Hintergrundstrahlung (f) spa radiación (f) de fondo … İş güvenliği ve sağlığı. İngilizce, Fransızca, Almanca, İspanyolca'ya çeviri
arka plan radyasyonu- foninė spinduliuotė statusas T sritis fizika atitikmenys: engl. arka plan radyasyonu vok. Nulleffektstrahlung, f; Untergrundstrahlung, f rus. arka plan radyasyonu, n pranc. rayonnement ambiant, m … Fizikos terminų žodynas
arka plan radyasyonu- Radyasyonun ölçülmesi gereken radyoaktif kaynakların yokluğunda dedektör tarafından kaydedilen radyasyon... Politeknik terminolojik açıklayıcı sözlük
Astrofizikte dağınık ve pratik olarak izotropik elektrik. mag. Evrenden gelen radyasyon. Spektrum F. ve. Uzun radyo dalgalarından gama ışınlarına kadar uzanır. F.'ye katkı ve. ayrı ayrı ayırt edilemeyen uzak kaynaklar üretebilir ve havayı (gaz, toz) dağıtabilir,... ... Doğa bilimi. Ansiklopedik Sözlük
Kozmoloji Evrenin Yaşı Büyük Patlama Yakınsak mesafe CMB Kozmolojik durum denklemi Karanlık enerji Gizli kütle Friedmann'ın Evreni Kozmolojik prensip Kozmolojik modeller Oluşum ... Wikipedia
SPK radyasyonu
Galaksi dışı mikrodalga arka plan radyasyonu, 60 cm ila 0,6 mm dalga boylarına karşılık gelen 500 MHz ila 500 GHz frekans aralığında meydana gelir. Bu arka plan radyasyonu, galaksilerin, kuasarların ve diğer nesnelerin oluşumundan önce Evrende meydana gelen süreçler hakkında bilgi taşır. Kozmik mikrodalga arka plan radyasyonu olarak adlandırılan bu radyasyon, 1965 yılında keşfedildi, ancak 40'lı yıllarda George Gamow tarafından tahmin edilmiş ve gökbilimciler tarafından onlarca yıldır inceleniyordu.
Genişleyen Evrende ortalama madde yoğunluğu zamana bağlıdır; geçmişte daha yüksekti. Bununla birlikte, genişleme sırasında maddenin yalnızca yoğunluğu değil, aynı zamanda termal enerjisi de değişir; bu, genişlemenin erken aşamasında Evrenin yalnızca yoğun değil, aynı zamanda sıcak olduğu anlamına gelir. Sonuç olarak, zamanımızda, spektrumu kesinlikle katı bir cismin spektrumuyla aynı olan bir artık radyasyonun olması ve bu radyasyonun oldukça izotropik olması gerekir. 1964 yılında A.A. Penzias ve R. Wilson, hassas bir radyo antenini test ederken, hiçbir şekilde kurtulamadıkları çok zayıf arka plan mikrodalga radyasyonunu keşfettiler. Sıcaklığı 2,73 K olarak tahmin edilen değere yakın çıktı. İzotropi deneylerinden, mikrodalga arka plan radyasyonunun kaynağının Galaksinin içinde bulunamayacağı, bu durumda radyasyon konsantrasyonunun Galaksinin merkezine doğru gözlemlenmesi gerektiği gösterilmiştir. Radyasyonun kaynağı Güneş sisteminin içinde bulunamıyor çünkü Radyasyon yoğunluğunda günlük bir değişiklik olacaktır. Bu nedenle, bu arka plan radyasyonunun galaksi dışı doğası hakkında bir sonuca varıldı. Böylece sıcak Evren hipotezi gözlemsel bir temele kavuştu.
Kozmik mikrodalga arka plan radyasyonunun doğasını anlamak için Evrenin genişlemesinin ilk aşamalarında meydana gelen süreçlere dönmek gerekir. Genişleme sürecinde Evrendeki fiziksel koşulların nasıl değiştiğini ele alalım.
Artık uzayın her santimetreküpünde yaklaşık 500 kalıntı foton bulunuyor ve hacim başına çok daha az madde var. Genişleme işlemi sırasında foton sayısının baryon sayısına oranı korunduğuna, ancak Evrenin genişlemesi sırasında fotonların enerjisi kırmızıya kayma nedeniyle zamanla azaldığına göre, evrenin bir noktasında şu sonuca varabiliriz: Geçmişte radyasyonun enerji yoğunluğu, madde parçacıklarının enerji yoğunluğundan daha büyüktü. Bu zamana Evrenin evriminde radyasyon aşaması denir. Radyasyon aşaması, maddenin sıcaklığı ve radyasyonun eşitliği ile karakterize edildi. O zamanlar radyasyon, Evrenin genişlemesinin doğasını tamamen belirledi. Evrenin genişlemesinin başlamasından yaklaşık bir milyon yıl sonra, sıcaklık birkaç bin dereceye düştü ve daha önce serbest parçacıklar olan elektronların, protonlar ve helyum çekirdekleriyle yeniden birleşmesi gerçekleşti. atomların oluşumu. Evren radyasyona karşı şeffaf hale geldi ve artık tespit ettiğimiz ve kalıntı radyasyon adını verdiğimiz şey bu radyasyondur. Doğru, o zamandan bu yana Evrenin genişlemesi nedeniyle fotonların enerjileri yaklaşık 100 kat azaldı. Mecazi anlamda konuşursak, kozmik mikrodalga arka plan kuantumu, rekombinasyon çağını "damgaladı" ve uzak geçmiş hakkında doğrudan bilgi taşıyor.
Rekombinasyondan sonra, madde ilk kez radyasyondan bağımsız olarak bağımsız olarak gelişmeye başladı ve içinde yoğunluklar ortaya çıkmaya başladı - gelecekteki galaksilerin embriyoları ve kümeleri. Kozmik mikrodalga arka plan radyasyonunun özelliklerini (tayfı ve uzaysal dalgalanmaları) incelemeye yönelik deneylerin bilim adamları için bu kadar önemli olmasının nedeni budur. Çabaları boşuna değildi: 90'ların başında. Rus uzay deneyi Relikt-2 ve Amerikan Kobe, gökyüzünün komşu bölgelerinin kozmik mikrodalga arka plan radyasyonunun sıcaklığındaki farklılıkları keşfettiler ve ortalama sıcaklıktan sapma yalnızca yüzde binde biri kadardı. Bu sıcaklık değişimleri, rekombinasyon dönemi sırasında madde yoğunluğunun ortalama değerden sapması hakkında bilgi taşır. Rekombinasyondan sonra, Evrendeki madde neredeyse eşit bir şekilde dağıldı ve yoğunluğun ortalamanın en azından biraz üzerinde olduğu yerlerde çekim daha güçlüydü. Daha sonra Evrende gözlemlenen büyük ölçekli yapıların, galaksi kümelerinin ve bireysel galaksilerin oluşumuna yol açan şey yoğunluk değişimleriydi. Modern fikirlere göre, ilk galaksilerin 4'ten 8'e kırmızıya kaymalara karşılık gelen bir dönemde oluşmuş olması gerekirdi.
Rekombinasyondan önceki döneme daha detaylı bakma şansımız var mı? Rekombinasyon anına kadar, Evrenin genişlemesini yavaşlatan esas olarak yerçekimi alanını yaratan şey elektromanyetik radyasyonun basıncıydı. Bu aşamada sıcaklık, genleşmenin başlamasından bu yana geçen sürenin kareköküyle ters orantılı olarak değişiyordu. Erken Evrenin çeşitli genişleme aşamalarını sırasıyla ele alalım.
Yaklaşık 1013 Kelvin sıcaklıkta, Evrende çeşitli parçacık ve antipartikül çiftleri doğdu ve yok oldu: protonlar, nötronlar, mezonlar, elektronlar, nötrinolar, vb. Sıcaklık 5*1012 K'ye düştüğünde neredeyse tüm protonlar ve nötronlar yok oldu. yok edildi, radyasyon kuantasına dönüştü; Yalnızca "yeterli" antiparçacık bulunmayanlar kaldı. Modern gözlemlenebilir Evrenin maddesi esas olarak bu "fazla" proton ve nötronlardan oluşur.
T = 2*1010 K'da, tamamen nüfuz eden nötrinolar maddeyle etkileşimi durdurdu; o andan itibaren, gelecekteki nötrino deneyleri sırasında tespit edilebilecek bir "kalıntı nötrino arka planı" kalmış olmalıydı.
Az önce tartışılan her şey, Evrenin genişlemesi başladıktan sonraki ilk saniyede ultra yüksek sıcaklıklarda gerçekleşti. Evrenin "doğumundan" birkaç saniye sonra, döteryum, helyum, lityum ve berilyum çekirdeklerinin oluştuğu birincil nükleosentez dönemi başladı. Yaklaşık üç dakika sürdü ve ana sonucu helyum çekirdeklerinin (Evrendeki tüm maddenin kütlesinin% 25'i) oluşmasıydı. Helyumdan daha ağır olan geri kalan elementler, maddenin ihmal edilebilir bir kısmını oluşturuyordu - yaklaşık% 0,01.
Nükleosentez çağından sonra ve rekombinasyon döneminden önce (yaklaşık 106 yıl), Evrende sessiz bir genişleme ve soğuma meydana geldi ve ardından - başlangıçtan yüz milyonlarca yıl sonra - ilk galaksiler ve yıldızlar ortaya çıktı.
Son yıllarda, kozmolojinin ve temel parçacık fiziğinin gelişimi, Evrenin genişlemesinin en başlangıç, "süper yoğun" dönemini teorik olarak değerlendirmeyi mümkün kıldı. Genişlemenin en başında, sıcaklık inanılmaz derecede yüksek olduğunda (1028 K'den fazla), Evrenin ivmeyle genişlediği ve birim hacim başına enerjinin sabit kaldığı özel bir durumda olabileceği ortaya çıktı. Bu genişleme aşamasına enflasyonist adı verildi. Maddenin böyle bir durumu tek bir şartla mümkündür: Negatif basınç. Aşırı hızlı enflasyonist genişleme aşaması çok küçük bir zaman dilimini kapsıyordu: yaklaşık 10-36 saniyede sona erdi. Maddenin temel parçacıklarının şu anda bildiğimiz formdaki gerçek "doğumunun" şişme aşamasının bitiminden hemen sonra meydana geldiğine ve varsayımsal bir alanın bozulmasından kaynaklandığına inanılıyor. Bundan sonra Evrenin genişlemesi ataletle devam etti.
Şişen evren hipotezi, kozmolojide yakın zamana kadar açıklanamaz paradokslar olarak kabul edilen bir dizi önemli soruyu, özellikle de evrenin genişlemesinin nedeni sorusunu yanıtlıyor. Evren, tarihinde gerçekten büyük bir negatif basıncın olduğu bir dönemden geçmişse, o zaman yerçekimi kaçınılmaz olarak maddi parçacıkların çekimine değil karşılıklı itilmesine neden olmuş olmalıdır. Bu da Evrenin hızla, patlayıcı bir şekilde genişlemeye başladığı anlamına geliyor. Tabii ki, şişen Evren modeli yalnızca bir hipotezdir: onun hükümlerinin dolaylı olarak doğrulanması bile henüz yaratılmamış araçlar gerektirir. Bununla birlikte, Evrenin evriminin en erken aşamasında hızlandırılmış genişlemesi fikri, modern kozmolojide sağlam bir şekilde yerleşmiştir.
Evrenin erken dönemlerinden bahsederken, birdenbire en büyük kozmik ölçeklerden kuantum mekaniği yasalarıyla tanımlanan mikro dünya bölgesine taşınıyoruz. Temel parçacıkların ve ultra yüksek enerjilerin fiziği, kozmolojide dev astronomik sistemlerin fiziği ile yakından iç içe geçmiş durumdadır. En büyüğü ve en küçüğü burada birbiriyle bağlantılıdır. Bu, beklenmedik bağlantılar ve derin birliklerle dolu dünyamızın muhteşem güzelliğidir.
Dünyadaki yaşamın tezahürleri son derece çeşitlidir. Dünya üzerindeki yaşam, nükleer ve nükleer öncesi, tek ve çok hücreli canlılarla temsil edilir; çok hücreli ise mantarlar, bitkiler ve hayvanlar tarafından temsil edilir. Bu krallıklardan herhangi biri çeşitli türleri, sınıfları, takımları, aileleri, cinsleri, türleri, popülasyonları ve bireyleri birleştirir.
Canlıların sonsuz gibi görünen çeşitliliğinde, canlıların birkaç farklı organizasyon düzeyi ayırt edilebilir: moleküler, hücresel, doku, organ,ontogenetik, popülasyon, türler, biyojeosenotik, biyosfer. Listelenen seviyeler çalışma kolaylığı için vurgulanmıştır. Ana seviyeleri belirlemeye çalışırsak, çalışma seviyelerini Dünya üzerindeki yaşamın organizasyon seviyeleri kadar yansıtmazsak, o zaman bu tür bir tanımlamanın ana kriterleri belirli temel, ayrık yapıların ve temel fenomenlerin varlığı olmalıdır. Bu yaklaşımla moleküler genetik, bireygenetik, popülasyon-tür ve biyojeosenotik seviyeleri (N.V. Timofeev-Resovsky ve diğerleri) ayırt etmenin gerekli ve yeterli olduğu ortaya çıkıyor.
Moleküler genetik düzey. Görünüşe göre bu seviyeyi incelerken, temel kavramların tanımlanmasında ve ayrıca temel yapıların ve olayların tanımlanmasında en büyük netliğe ulaşıldı. Kromozomal kalıtım teorisinin gelişimi, mutasyon sürecinin analizi ve kromozomların, fajların ve virüslerin yapısının incelenmesi, temel genetik yapıların ve ilgili olayların organizasyonunun temel özelliklerini ortaya çıkardı. Bu seviyedeki ana yapıların (nesilden nesile aktarılan kalıtsal bilgi kodları), uzunluklarına göre kod elemanlarına (genleri oluşturan azotlu bazların üçlüleri) farklılaşan DNA olduğu bilinmektedir.
Yaşam organizasyonunun bu seviyesindeki genler temel birimleri temsil eder. Genlerle ilişkili ana temel fenomen, bunların yerel yapısal değişiklikleri (mutasyonlar) ve içlerinde depolanan bilgilerin hücre içi kontrol sistemlerine aktarılması olarak düşünülebilir.
Konvaryant çoğaltma, DNA polimeraz enziminin katılımıyla DNA çift sarmalının hidrojen bağlarının kırılmasıyla şablon prensibine göre gerçekleşir. Daha sonra iplikçiklerin her biri karşılık gelen bir iplikçik oluşturur ve ardından yeni iplikçikler tamamlayıcı olarak birbirine bağlanır. Tamamlayıcı iplikçiklerin pirimidin ve purin bazları, DNA polimeraz tarafından hidrojen bağları ile bir arada tutulur. Bu işlem çok hızlı bir şekilde gerçekleştirilir. Böylece yaklaşık 40 bin nükleotid çiftinden oluşan Escherichia coli DNA'sının kendi kendine birleşmesi sadece 100 saniye sürüyor. Genetik bilgi, mRNA molekülleri aracılığıyla çekirdekten sitoplazmaya, oradan da ribozomlara aktarılır ve burada protein sentezine katılır. Binlerce amino asit içeren bir protein, canlı bir hücrede 5-6 dakikada, bakterilerde ise daha hızlı sentezlenir.
Hem eşdeğişken çoğaltma sırasında hem de hücre içi bilgi aktarımı sırasında ana kontrol sistemleri “matris ilkesini” kullanır, yani. karşılık gelen spesifik makromoleküllerin oluşturulduğu matrislerdir. Günümüzde hücrelerdeki spesifik protein yapılarının sentezi için matris görevi gören nükleik asitlerin yapısına gömülü olan kod başarıyla deşifre ediliyor. Matris kopyalamaya dayanan çoğaltma, yalnızca genetik normu değil aynı zamanda ondan sapmaları da korur; mutasyonlar (evrimsel sürecin temeli). Moleküler genetik düzeyin yeterince doğru bilgisi, yaşam organizasyonunun diğer tüm düzeylerinde meydana gelen yaşam olaylarının açık bir şekilde anlaşılması için gerekli bir ön koşuldur.
