Na kratko o kozmičnem mikrovalovnem sevanju ozadja. Kaj je CMB sevanje?

Eden od zanimiva odkritja povezana z elektromagnetnim spektrom je kozmično mikrovalovno sevanje ozadja Vesolje. Odkrili so ga po naključju, čeprav so predvidevali možnost njegovega obstoja.

Zgodovina odkritja kozmičnega mikrovalovnega sevanja ozadja

Zgodovina odkritja kozmičnega mikrovalovnega sevanja ozadja začel leta 1964. Ameriško laboratorijsko osebje Bell Phone razvil komunikacijski sistem z uporabo umetni satelit Zemlja. Ta sistem naj bi deloval na valovih, dolgih 7,5 centimetra. Takšni kratki valovi imajo nekaj prednosti v primerjavi s satelitskimi radijskimi komunikacijami, vendar Arno Penzias in Robert Wilson nihče ni rešil tega problema.

Bili so pionirji na tem področju in so morali zagotoviti, da ni bilo močnih motenj na isti valovni dolžini oziroma da so telekomovci zanje vedeli vnaprej. Takrat je veljalo, da so lahko vir radijskih valov, ki prihajajo iz vesolja, le točkasti objekti, kot je radijske galaksije oz zvezde.

Viri radijskih valov

Znanstveniki so imeli na voljo izjemno natančen sprejemnik in rotirajočo anteno. Z njihovo pomočjo bi znanstveniki lahko poslušali celotno nebo na približno enak način, kot zdravnik s stetoskopom posluša pacientove prsi.

Signal naravnega vira

In takoj, ko je bila antena usmerjena v eno od točk na nebu, je na zaslonu osciloskopa zaplesala ukrivljena črta. Tipično signal naravni vir . Strokovnjake je verjetno presenetila njihova sreča: že na prvi izmerjeni točki je bil vir radijskega sevanja!

Toda ne glede na to, kam so usmerili svojo anteno, je učinek ostal enak. Znanstveniki znova in znova preverjali delovanje opreme, vendar je bila v v popolnem redu. In končno so ugotovili, da so odkrili prej neznan naravni pojav: zdelo se je, da je celotno vesolje napolnjeno s centimetrskimi radijskimi valovi.

Če bi lahko videli radijske valove, bi se nam zdelo, da nebo žari od roba do roba.

Penziasovo in Wilsonovo odkritje je bilo objavljeno. In ne le oni, tudi znanstveniki iz mnogih drugih držav so začeli iskati vire skrivnostnih radijskih valov, ki jih ujamejo vse za to prilagojene antene in sprejemniki, kjer koli so in v katero koli točko na nebu so usmerjeni, in jakost radijskega sevanja pri valovni dolžini 7,5 centimetra na kateri koli točki je bilo popolnoma enako, zdelo se je, da je enakomerno razpršeno po celotnem nebu.

Sevanje CMB, ki so ga izračunali znanstveniki

Sovjetska znanstvenika A. G. Doroshkevich in I. D. Novikov, ki sta napovedala kozmično mikrovalovno sevanje ozadja preden se odpre, naredil zapletene izračune. Upoštevali so vse vire sevanja, ki so na voljo v našem vesolju, upoštevali pa so tudi, kako se sevanje določenih predmetov spreminja skozi čas. In izkazalo se je, da so v območju centimetrskih valov vsa ta sevanja minimalna in zato nikakor niso odgovorna za zaznan sij neba.

Medtem so nadaljnji izračuni pokazali, da je gostota razmazanega sevanja zelo visoka. Tukaj je primerjava fotonskega želeja (tako so znanstveniki poimenovali skrivnostno sevanje) z maso vse snovi v vesolju.

Če je vsa snov vsega vidne galaksije»enakomerno porazdeliti« po celotnem vesoljskem prostoru, bo na tri kubične metre prostora le en atom vodika (zaradi poenostavitve bomo vso materijo zvezd šteli za vodik). In hkrati vsak kubični centimeter realnega prostora vsebuje približno 500 fotonov sevanja.

Precej veliko, tudi če primerjamo ne število enot snovi in ​​sevanja, temveč neposredno njihove mase. Od kod tako intenzivno sevanje?

Nekoč je sovjetski znanstvenik A. A. Friedman, ko je reševal znamenite Einsteinove enačbe, odkril, da naše vesolje se nenehno širi. Potrditev tega se je kmalu našla.

Američan E. Hubble odkril pojav recesije galaksije. Z ekstrapolacijo tega pojava v preteklost lahko izračunamo trenutek, ko je bila vsa snov vesolja v zelo majhni prostornini in njena gostota neprimerljivo večja kot zdaj. Med širjenjem vesolja se valovna dolžina vsakega kvanta povečuje sorazmerno s širjenjem vesolja; hkrati pa je kvant tako rekoč "ohlajen" - navsezadnje s čim krajša dolžina valovi
kvantno, bolj vroče je.

Današnje centimetrsko sevanje ima svetlobno temperaturo okoli 3 stopinje absolutnega Kelvina. In pred desetimi milijardami let, ko je bilo vesolje neprimerljivo manjše in je bila gostota njegove snovi zelo visoka, so imeli ti kvanti temperaturo približno 10 milijard stopinj.

Od takrat je naše vesolje »pokopano« s kvanti sevanja, ki se nenehno ohlaja. Zato je centimetrsko radijsko sevanje, »razpršeno« po vesolju, dobilo ime
reliktno sevanje.

Relikvije, kot veste, so imena ostankov najstarejših živali in rastlin, ki so preživele do danes. Kvanti centimetrskega sevanja so zagotovo najstarejši od vseh možnih relikvij. Navsezadnje njihov nastanek sega v dobo, ki je od nas oddaljena približno 15 milijard let.

Znanje o vesolju je prineslo kozmično mikrovalovno sevanje ozadja

O tem, kakšna je bila snov v ničelnem trenutku, ko je bila njena gostota neskončno velika, ni mogoče reči skoraj nič. Toda pojavi in ​​procesi, ki so se zgodili med Vesolje, samo sekundo po njenem rojstvu in še prej, do 10~8 sekund, si znanstveniki že kar dobro predstavljajo. Informacije o tem so bile prinesene natančno kozmično mikrovalovno sevanje ozadja.

Torej je minila sekunda od ničelnega trenutka. Snov našega vesolja je imela temperaturo 10 milijard stopinj in je bila sestavljena iz nekakšne "kaše" reliktni kvanti, elektrode, pozitroni, nevtrini in antinevtrini. Gostota "kaše" je bila ogromna - več kot tono za vsako kubični centimeter. V takšnih »natrpanih razmerah« so nenehno prihajali do trkov nevtronov in pozitronov z elektroni, protoni so se spreminjali v nevtrone in obratno.

Predvsem pa je bilo tu kvantov - 100-milijonkrat več kot nevtronov in protonov. Seveda pri takšni gostoti in temperaturi ne bi mogla obstajati kompleksna jedra snovi: tu niso razpadla.

Minilo je sto sekund. Širjenje vesolja se je nadaljevalo, njegova gostota se je nenehno zmanjševala, temperatura pa padala. Pozitroni so skoraj izginili, nevtroni so se spremenili v protone.

Začela se je tvorba atomskih jeder vodika in helija. Izračuni znanstvenikov kažejo, da se je 30 odstotkov nevtronov združilo v helijeva jedra, 70 odstotkov pa jih je ostalo samih in so postali vodikova jedra. Pri teh reakcijah so se pojavili novi kvanti, vendar njihove količine ni bilo več mogoče primerjati s prvotno, zato lahko domnevamo, da se ni nič spremenila.

Širjenje vesolja se je nadaljevalo. Gostota »kaše«, ki jo je narava na začetku tako strmo skuhala, se je zmanjšala sorazmerno s kubom linearne razdalje. Minila so leta, stoletja, tisočletja.

Minilo je 3 milijone let. Temperatura "kaše" je do tega trenutka padla na 3-4 tisoč stopinj, tudi gostota snovi se je približala tisti, ki jo poznamo danes, vendar grude snovi, iz katerih bi lahko nastajale zvezde in galaksije, še niso mogle nastati. Pritisk sevanja je bil takrat prevelik in je vsako tako tvorbo odrival. Celo atoma helija in vodika sta ostala ionizirana: elektroni so obstajali ločeno, protoni in jedra atomov so obstajali tudi ločeno.

Šele proti koncu trimilijonskega obdobja so se v ohlajevalni »kaši« začeli pojavljati prvi kondenzi. Sprva jih je bilo zelo malo. Takoj ko se je tisočinka »kaše« zgostila v svojevrstne protozvezde, so te tvorbe začele »goreti« podobno kot sodobne zvezde.

In fotoni in kvanti energije, ki jih oddajajo, so segreli "kašo", ki se je začela ohlajati, do temperatur, pri katerih se je ponovno izkazalo, da je nastajanje novih kondenzacij nemogoče.

Obdobja ohlajanja in ponovnega segrevanja "kaše" z izbruhi protozvezd so se izmenjevala in nadomeščala. In na neki stopnji širjenja vesolja je nastajanje novih zgostitev postalo skoraj nemogoče, ker je nekoč tako gosta »kaša« postala preveč »utekočinjena«.

Približno 5 odstotkov snovi se je uspelo združiti, 95 odstotkov pa se je razpršilo po prostoru širitvenega vesolja. Tako so se »razpršili« nekoč vroči kvanti, ki so tvorili reliktno sevanje. Tako so se razpršila jedra vodikovih in helijevih atomov, ki so bila del »kaše«.

Hipoteza o nastanku vesolja

Okoli nekaterih od teh zvezd so nastali planetarni sistemi in vsaj na enem od teh planetov je nastalo življenje, ki je v evoluciji povzročilo inteligenco. Znanstveniki še ne vedo, kako pogosto se v prostranosti vesolja znajdejo zvezde, obdane s krogom planetov. O tem, kako pogosto, ne znajo povedati ničesar.

In vprašanje, kako pogosto rastlina življenja zacveti v bujni cvet razuma, ostaja odprto. Danes znane hipoteze, ki razlagajo vsa ta vprašanja, so bolj kot neutemeljena ugibanja.

Danes pa se znanost razvija kot plaz. Nedavno znanstveniki niso imeli pojma, kako se je naše začelo. Kozmično mikrovalovno sevanje ozadja, odkrito pred približno 70 leti, je omogočilo slikanje te slike. Danes človeštvo nima dovolj dejstev, na podlagi katerih bi lahko odgovorilo na zgoraj postavljena vprašanja.

Prodor v vesolje, obiski Lune in drugih planetov prinašajo nova dejstva. In dejstvom ne sledijo več hipoteze, ampak strogi sklepi.

CMB sevanje kaže na homogenost vesolja

Kaj so znanstvenikom še povedali reliktni žarki, te priče rojstva našega vesolja?

A. A. Friedman je rešil eno od Einsteinovih enačb in na podlagi te rešitve odkril širjenje vesolja. Za rešitev Einsteinovih enačb je bilo treba postaviti tako imenovane začetne pogoje.

Friedman je izhajal iz predpostavke, da Vesolje je homogeno in izotropno, kar pomeni, da je snov v njem enakomerno porazdeljena. In v 5-10 letih, ki so minila od Friedmanovega odkritja, je ostalo odprto vprašanje, ali je bila ta predpostavka pravilna.

Zdaj je v bistvu odstranjen. Izotropnost vesolja dokazuje neverjetna enakomernost reliktnega radijskega sevanja. Drugo dejstvo kaže na isto stvar - porazdelitev snovi vesolja med galaksijami in medgalaktičnim plinom.

Navsezadnje je medgalaktični plin, ki sestavlja večino snovi vesolja, porazdeljen po njem tako enakomerno kot reliktni kvanti.

Odkritje kozmičnega mikrovalovnega sevanja ozadja omogoča pogled ne le v ultra daljno preteklost – onkraj meja časa, ko ni bilo ne naše Zemlje, ne našega Sonca, ne naše Galaksije, niti vesolja samega.

Tako kot neverjeten teleskop, ki ga je mogoče usmeriti v katero koli smer, nam odkritje CMB omogoča pogled v izjemno oddaljeno prihodnost. Tako super-oddaljeno, ko ne bo ne Zemlje, ne Sonca, ne Galaksije.

Tu bo pomagal fenomen širjenja vesolja, kako se njegove sestavne zvezde, galaksije, oblaki prahu in plina razpršijo v vesolju. Ali je ta proces večen? Ali pa se bo širitev upočasnila, ustavila in nato prepustila stiskanju? In ali niso zaporedne kompresije in širitve vesolja neke vrste utripanja materije, ki je neuničljiva?
in večno?

Odgovor na ta vprašanja je odvisen predvsem od tega, koliko snovi je v vesolju. Če je njena skupna gravitacija zadostna za premagovanje vztrajnosti širjenja, potem se bo širjenje neizogibno umaknilo stiskanju, med katerim se bodo galaksije postopoma približale. No, če gravitacijske sile ne bodo dovolj za upočasnitev in premagovanje vztrajnosti širjenja, je naše Vesolje obsojeno na propad: razpršilo se bo v vesolju!

sevanje CMB

Astronomska opazovanja kažejo, da poleg posameznih virov sevanja v obliki zvezd in galaksij v vesolju obstaja sevanje, ki ni razdeljeno na posamezne vire – sevanje ozadja. Opazen je v vseh razponih elektromagnetni spekter. V bistvu je sevanje ozadja vsota sijaja različnih virov(galaksije, kvazarji, medgalaktični plin), tako oddaljeni, da sodobna sredstva astronomska opazovanja še ne morejo razdeliti njihovega skupnega sevanja na posamezne komponente (ne pozabite, da Rimska cesta do 17. stoletja je veljal za neprekinjen svetlobni trak in šele leta 1610 je Galileo Galilei, ko ga je pregledal skozi teleskop, odkril, da je sestavljen iz posameznih zvezd).

Leta 1965 sta ameriška radijska inženirja A. Penzias in R. Wilson odkrila sevanje ozadja v mikrovalovnem območju (valovna dolžina od 300 μm do 50 cm, frekvenca od 6 10 8 Hz do 10 12 Hz). Pri teh frekvencah elektromagnetni valovi Preprosto ni virov, ki bi lahko proizvedli sevanje ozadja takšne svetlosti. To sevanje je zelo homogeno: do tisočink odstotka, njegova intenzivnost je konstantna po vsem nebu. Upoštevajte, da je nekaj odstotkov "snega", ki se pojavi na TV-zaslonu na neuglašenem kanalu, posledica mikrovalovnega sevanja ozadja.

Glavna lastnost mikrovalovne pečice sevanje ozadja je njegov spekter (tj. porazdelitev intenzitete glede na frekvenco ali valovno dolžino), prikazan na sl. 5.1.2. Spekter tega sevanja se natančno ujema s teoretično krivuljo ki jih pozna fizika- Planckova krivulja. Ta vrsta spektra se imenuje spekter črnega telesa. Ta spekter je značilen za popolnoma neprozorno segreto snov. Temperatura mikrovalovnega sevanja je približno 3 K (natančneje 2,728 K). Nemogoče je doseči Planckov spekter z dodajanjem sevanja iz katerega koli vira. Najbolj zanesljivo potrditev Planckovega značaja spektra sevanja kozmičnega mikrovalovnega ozadja smo dobili z Ameriški satelit COBE (Cosmic Background Explorer) leta 1992.

Enačba Planckove krivulje ima obliko

.

(5.1)

Tukaj ρ ν - spektralna gostota sevanje (energija sevanja na enoto prostornine in na enoto frekvenčnega intervala), ν - frekvenca, h - Planckova konstanta, c - svetlobna hitrost, k - Boltzmannova konstanta, T - temperatura sevanja.

Mikrovalovno sevanje iz vesolja drugače imenujemo reliktno sevanje. To ime je posledica dejstva, da nosi informacije o fizične razmere, ki vlada vesolju v času, ko zvezde in galaksije še niso nastale. Že samo dejstvo obstoja tega sevanja nakazuje, da so bile lastnosti vesolja v preteklosti bistveno drugačne kot v današnjem času. Za utemeljitev te ugotovitve predstavljamo naslednjo logično verigo.

1. Ker je spekter sevanja kozmičnega mikrovalovnega ozadja spekter popolnoma črnega telesa, tvori to sevanje popolnoma neprozorno segreto telo.
2. Ker to sevanje enakomerno prihaja do nas z vseh strani, smo z vseh strani obdani z nekakšnimi neprozorno telo.
3. Vendar pa je vesolje – v svoji sodobni obliki – skoraj popolnoma prosojno za radijske valove v mikrovalovnem (milimetrskem in centimetrskem) območju. Zato je snov, ki oddaja to sevanje, veliko dlje od nas kot kateri koli opazovani objekti - galaksije, kvazarji itd. Če se spomnimo načela "dlje v vesolju, globlje v času", pridemo do zaključka, da Vesolje je bilo v globoki preteklosti, ko zvezde in galaksije še niso nastale, popolnoma nepregledno; in ker je neprozoren, pomeni, da je zelo gost. Mikrovalovno sevanje ozadja je ostanek tistega daljnega obdobja.

Upoštevajte to skoraj popolna homogenost tega sevanja - najboljši argument v prid kozmološkemu principu, v prid homogenosti vesolja v velikih merilih.

Predstavimo nekaj kvantitativnih podatkov o sevanju kozmičnega mikrovalovnega ozadja. Po Wienovem zakonu se temperatura sevanja črnega telesa z valovno dolžino, pri kateri se pojavi največja intenziteta λ max, izračuna po formuli

Za reliktno sevanje je λ max =0,1 cm. Povprečna energija kvanta tega sevanja je približno 1,05·10 -22 J. Trenutno je v vsakem kubičnem metru približno 4·10 8 reliktnih fotonov. To je približno milijardokrat več kot delcev navadne snovi (natančneje protonov; mislimo seveda na povprečno gostoto).

Sprememba temperature kozmičnega mikrovalovnega sevanja ozadja skozi čas

Za utemeljitev Gamove domneve o prvotno vročem stanju vesolja bomo uporabili podatke o sevanju kozmičnega mikrovalovnega ozadja. Poskusimo razumeti, kakšna je bila njegova temperatura v preteklosti. Z drugimi besedami, ugotovimo, kakšno temperaturo sevanja kozmičnega mikrovalovnega ozadja bi zabeležil opazovalec v galaksiji z rdečim premikom z. Za to uporabimo formulo (2.1) λ=λ 0 (1+z), ki prikazuje odvisnost valovne dolžine katerega koli (vključno s kozmičnim mikrovalovnim ozadjem) sevanja, ki potuje v medgalaktičnem prostoru, od rdečega premika z, in Wienov zakon (5.2) T·λ max =0,29 K cm. Če združimo te formule, ugotovimo, da je bila pri rdečem premiku z temperatura sevanja CMB T

Kjer je T 0 =2,728 K trenutna temperatura (tj. pri z=0). Iz te formule sledi, da je bila prej temperatura kozmičnega mikrovalovnega sevanja ozadja višja kot je zdaj.

Obstajajo tudi neposredne eksperimentalne potrditve tega vzorca. Skupina ameriških znanstvenikov je z največjim teleskopom Keck (na Havajih) na svetu z zrcalom premera 10 metrov pridobila spektra dveh kvazarjev z rdečim premikom z=1,776 in z=1,973. Kot so ugotovili ti znanstveniki, spektralne črte teh objektov kažejo, da so obsevani s toplotnim sevanjem s temperaturo 7,4 ± 0,8 K oziroma 7,9 ± 1,1 K, kar se odlično ujema s pričakovano temperaturo kozmičnega mikrovalovnega sevanja ozadja. iz formule (5.3): T(1,776) =7,58 K in T(1,973)=8,11 K. Obenem, mimogrede, ta dejstva dajejo dodaten argument v prid dejstvu, da mikrovalovno sevanje ozadja prihaja k nam iz same globine vesolja.

. Georgij Antonovič Gamov (1904-1968).

Bližje ko je veliki pok, bolj vroče je sevanje kozmičnega mikrovalovnega ozadja. Pri z~1000 (ta rdeči premik ustreza epohi, ki je 300 tisoč let oddaljena od velikega poka), je bila njegova temperatura T~3000 K, v vsakem kubičnem metru pa je bilo okoli 4·10 17 reliktnih fotonov. Tako močno sevanje bi moralo ionizirati ves plin, ki je takrat obstajal. Torej, v daljni preteklosti vesolja zvezde niso mogle obstajati in vsa snov je bila gosta, vroča, neprozorna plazma.

Ta izjava je bistvo teorije vroče vesolje, katere temelje je postavil izjemni fizik Georgij Antonovič Gamov, ki se je rodil in šolal pri nas, tu je zaslovel kot fizik, a se je bil v letih prisiljen izseliti v ZDA. Stalinove represije. Ta teorija je na kratko obravnavana v tem razdelku.

sevanje CMB

Ekstragalaktično mikrovalovno sevanje ozadja se pojavlja v frekvenčnem območju od 500 MHz do 500 GHz, kar ustreza valovnih dolžinah od 60 cm do 0,6 mm. To sevanje ozadja nosi informacije o procesih, ki so se odvijali v vesolju pred nastankom galaksij, kvazarjev in drugih objektov. To sevanje, imenovano kozmično mikrovalovno sevanje ozadja, je bilo odkrito leta 1965, čeprav ga je že v 40. letih napovedal George Gamow in ga astronomi preučujejo že desetletja.

V vesolju, ki se širi, je povprečna gostota snovi odvisna od časa – v preteklosti je bila višja. Vendar se med širjenjem ne spreminja le gostota, temveč tudi toplotna energija snov, kar pomeni, da vesolje v zgodnji fazi širjenja ni bilo samo gosto, ampak tudi vroče. Posledično je treba v našem času opaziti preostalo sevanje, katerega spekter je enak spektru absolutnega trdna, in to sevanje mora biti v najvišja stopnja izotropno. Leta 1964 sta A.A. Penzias in R. Wilson pri testiranju občutljive radijske antene odkrila zelo šibko mikrovalovno sevanje v ozadju, ki se ga nikakor nista mogla znebiti. Izkazalo se je, da je njegova temperatura 2,73 K, kar je blizu napovedane vrednosti. Iz eksperimentov z izotropijo je bilo dokazano, da vira mikrovalovnega sevanja ozadja ni mogoče locirati znotraj galaksije, saj je takrat treba opazovati koncentracijo sevanja proti središču galaksije. Vira sevanja ni bilo mogoče locirati znotraj Osončja, ker Prišlo bi do dnevnih sprememb v intenzivnosti sevanja. Zaradi tega je bil narejen sklep o ekstragalaktični naravi tega sevanja ozadja. Tako je hipoteza o vročem vesolju dobila opazovalno podlago.

Da bi razumeli naravo kozmičnega mikrovalovnega sevanja ozadja, se je treba obrniti na procese, ki so potekali v zgodnjih fazah širjenja vesolja. Poglejmo si, kako so se med procesom širjenja spreminjale fizične razmere v vesolju.

Zdaj vsak kubični centimeter prostora vsebuje približno 500 reliktnih fotonov, snovi pa je veliko manj na volumen. Ker se razmerje med številom fotonov in številom barionov med širjenjem ohrani, energija fotonov med širjenjem vesolja pa zaradi rdečega premika sčasoma upada, lahko sklepamo, da je nekoč v preteklosti gostota energije sevanja je bil večjo gostoto energija delcev snovi. Ta čas se imenuje stopnja sevanja v evoluciji vesolja. Za fazo sevanja je bila značilna enakost temperature snovi in ​​sevanja. Takrat je sevanje popolnoma določilo naravo širjenja vesolja. Približno milijon let po začetku širjenja vesolja je temperatura padla na nekaj tisoč stopinj in prišlo je do rekombinacije elektronov, ki so bili prej prosti delci, s protoni in helijevimi jedri, tj. nastanek atomov. Vesolje je postalo prosojno za sevanje in prav to sevanje zdaj zaznavamo in imenujemo reliktno sevanje. Res je, od takrat se je fotonom zaradi širjenja vesolja energija zmanjšala za približno 100-krat. Figurativno povedano so kvanti kozmičnega mikrovalovnega ozadja »vtisnili« dobo rekombinacije in nosijo neposredno informacijo o daljni preteklosti.

Po rekombinaciji se je snov prvič začela samostojno razvijati ne glede na sevanje in v njej so se začele pojavljati gostote – zametki bodočih galaksij in njihovih jat. Zato so poskusi za preučevanje lastnosti kozmičnega mikrovalovnega sevanja ozadja – njegovega spektra in prostorskih nihanj – tako pomembni za znanstvenike. Njihov trud ni bil zaman: v zgodnjih 90. Ruski vesoljski eksperiment Relikt-2 in ameriški Kobe sta odkrila razlike v temperaturi sevanja kozmičnega mikrovalovnega ozadja sosednjih predelov neba, odstopanje od povprečne temperature pa je le okoli tisočinko odstotka. Te temperaturne spremembe nosijo informacijo o odstopanju gostote snovi od povprečne vrednosti v epohi rekombinacije. Po rekombinaciji je bila snov v vesolju razporejena skoraj enakomerno in kjer je bila gostota vsaj malo nad povprečjem, je bila privlačnost močnejša. Spremembe gostote so bile tiste, ki so pozneje privedle do oblikovanja velikih struktur, jat galaksij in posameznih galaksij, ki so jih opazili v vesolju. Avtor: sodobne ideje, so morale prve galaksije nastati v obdobju, ki ustreza rdečim premikom od 4 do 8.

Ali obstaja možnost pogledati še dlje v obdobje pred rekombinacijo? Do trenutka rekombinacije je bil pritisk elektromagnetnega sevanja tisti, ki je predvsem ustvarjal gravitacijsko polje, ki je upočasnjevalo širjenje vesolja. Na tej stopnji se je temperatura spreminjala v obratnem sorazmerju z kvadratni koren od časa, ki je pretekel od začetka širitve. Zaporedoma razmislimo o različnih stopnjah širjenja zgodnjega vesolja.

Pri temperaturi približno 1013 Kelvinov so se v vesolju ustvarjali in izničili pari razni delci in antidelci: protoni, nevtroni, mezoni, elektroni, nevtrini itd. Ko je bila temperatura znižana na 5*1012 K, so bili skoraj vsi protoni in nevtroni anihilirani in se spremenili v kvante sevanja; Ostali so le tisti, za katere je bilo »premalo« antidelcev. Prav iz teh »odvečnih« protonov in nevtronov je v glavnem sestavljena snov sodobnega opazljivega vesolja.

Pri T = 2*1010 K so vseprodirajoči nevtrini prenehali delovati s snovjo - od tega trenutka bi moralo ostati "reliktno nevtrinsko ozadje", ki bi ga morda lahko zaznali med prihodnjimi eksperimenti z nevtrini.

Vse, kar je bilo pravkar povedano, se je zgodilo na super visoke temperature v prvi sekundi po začetku širjenja vesolja. Nekaj ​​sekund po »rojstvu« vesolja se je začela doba primarne nukleosinteze, ko so nastala jedra devterija, helija, litija in berilija. Trajal je približno tri minute, njegov glavni rezultat pa je bila tvorba helijevih jeder (25 % mase vse snovi v vesolju). Preostali elementi, težji od helija, so predstavljali zanemarljiv del snovi - približno 0,01%.

Po dobi nukleosinteze in pred dobo rekombinacije (približno 106 let) je prišlo do tihega širjenja in ohlajanja vesolja, nato pa so se - stotine milijonov let po začetku - pojavile prve galaksije in zvezde.

V zadnjih desetletjih razvoj kozmologije in fizike elementarni delci je omogočilo teoretično obravnavanje zelo začetnega, »super-gostega« obdobja širjenja vesolja. Izkazalo se je, da je lahko vesolje na samem začetku širjenja, ko je bila temperatura neverjetno visoka (več kot 1028 K), v posebnem stanju, v katerem se pospešeno širi, energija na prostorninsko enoto pa ostaja konstantna. To stopnjo širitve so poimenovali inflacijska. Takšno stanje snovi je možno pod enim pogojem – podtlakom. Faza ultra hitre inflacijske ekspanzije je zajela majhno časovno obdobje: končala se je pri približno 10–36 s. Verjame se, da se je pravo »rojstvo« elementarnih delcev snovi v obliki, v kakršni jih poznamo zdaj, zgodilo tik po koncu inflacijske stopnje in da je nastalo zaradi razpada hipotetičnega polja. Po tem se je širjenje vesolja po inerciji nadaljevalo.

Hipoteza inflacijsko vesolje odgovori na celo vrsto pomembna vprašanja kozmologije, ki so do nedavnega veljale za nerazložljive paradokse, zlasti pri vprašanju vzroka za širjenje vesolja. Če je vesolje v svoji zgodovini res šlo skozi obdobje, ko je obstajal velik podtlak, potem bi gravitacija neizogibno morala povzročiti ne privlačnost, temveč medsebojno odbijanje materialnih delcev. In to pomeni, da se je Vesolje začelo hitro, eksplozivno širiti. Seveda je model inflacijskega vesolja le hipoteza: tudi posredno preverjanje njegovih določb zahteva instrumente, ki preprosto še niso bili ustvarjeni. Vendar se je ideja o pospešenem širjenju vesolja na najzgodnejši stopnji njegovega razvoja trdno uveljavila v sodobni kozmologiji.

Ko govorimo o zgodnjem vesolju, smo nenadoma prestavljeni iz največjih kozmičnih lestvic v področje mikrokozmosa, ki ga opisujejo zakoni kvantna mehanika. Fizika osnovnih delcev in ultravisokih energij je v kozmologiji tesno prepletena s fiziko velikanskih astronomskih sistemov. Največji in najmanjši sta tukaj povezani med seboj. To je neverjetna lepota našega sveta, polnega nepričakovanih povezav in globoke enotnosti.

Manifestacije življenja na Zemlji so izjemno raznolike. Življenje na Zemlji predstavljajo jedrska in predjedrska, eno- in večcelična bitja; večcelične pa predstavljajo glive, rastline in živali. Vsako od teh kraljestev združuje različne vrste, razrede, redove, družine, rodove, vrste, populacije in posameznike.

V vsej na videz neskončni raznolikosti živih bitij je mogoče ločiti več različnih ravni organizacije živih bitij: molekularno, celično, tkivno, organsko, ontogenetsko, populacijsko, vrstno, biogeocenotsko, biosferno. Navedene ravni so označene zaradi lažjega učenja. Če poskušamo identificirati glavne ravni, ki ne odražajo toliko ravni študija kot ravni organizacije življenja na Zemlji, potem bi morala biti glavna merila za takšno identifikacijo prisotnost specifičnih elementarnih, diskretnih struktur in elementarnih pojavov. S tem pristopom se izkaže, da je potrebno in zadostno razlikovati molekularno genetsko, ontogenetsko, populacijsko-vrstno in biogeocenotično raven (N.V. Timofeev-Resovski in drugi).

Molekularno genetski nivo. Pri preučevanju te ravni je bila očitno največja jasnost dosežena pri definiciji osnovnih pojmov, pa tudi pri identifikaciji elementarnih struktur in pojavov. Razvoj kromosomske teorije dednosti, analiza mutacijskega procesa in preučevanje strukture kromosomov, fagov in virusov so razkrili glavne značilnosti organizacije elementarnih genetskih struktur in s tem povezane pojave. Znano je, da so glavne strukture na tej ravni (kode dednih informacij, ki se prenašajo iz generacije v generacijo) DNK, diferencirana po dolžini v kodne elemente - trojčke dušikovih baz, ki tvorijo gene.

Geni na tej ravni organizacije življenja predstavljajo elementarne enote. Glavni elementarni pojavi, povezani z geni, se lahko štejejo za njihove lokalne strukturne spremembe (mutacije) in prenos informacij, shranjenih v njih, v znotrajcelične nadzorne sisteme.

Konvariantna reduplikacija poteka po principu šablone z raztrganjem vodikovih vezi dvojne vijačnice DNA s sodelovanjem encima DNA polimeraze. Nato vsaka od verig zgradi ustrezno verigo, nakar se nove verige med seboj komplementarno povežejo. Pirimidinske in purinske baze komplementarnih verig držijo skupaj vodikove vezi s pomočjo DNA polimeraze. Ta postopek se izvede zelo hitro. Tako samosestavljanje DNK bakterije Escherichia coli, sestavljene iz približno 40 tisoč nukleotidnih parov, zahteva le 100 s. Genetska informacija se prenaša iz jedra z molekulami mRNA v citoplazmo do ribosomov in tam sodeluje pri sintezi beljakovin. Beljakovina, ki vsebuje na tisoče aminokislin, se v živi celici sintetizira v 5–6 minutah, v bakterijah pa hitreje.

Glavni nadzorni sistemi, tako med konvariantno reduplikacijo kot med znotrajceličnim prenosom informacij, uporabljajo "načelo matrike", tj. so matrice, ob katerih so zgrajene ustrezne specifične makromolekule. Trenutno je struktura vgrajena v nukleinske kisline koda, ki služi kot predloga za sintezo specifičnih beljakovinskih struktur v celicah. Reduplikacija, ki temelji na matričnem kopiranju, ohranja ne samo genetsko normo, temveč tudi odstopanja od nje, tj. mutacije (osnova evolucijskega procesa). Dovolj natančno poznavanje molekularno-genetske ravni je nujen pogoj za jasno razumevanje življenjskih pojavov, ki se dogajajo na vseh drugih ravneh organizacije življenja.

Ena od komponent splošno ozadje prostora e-pošta mag. sevanje. R. in. enakomerno porazdeljen nebesna krogla in ustreza po intenzivnosti toplotno sevanje absolutno črno telo pri temperaturi cca. 3 K, zaznal Amer. znanstveniki A. Penzias in... Fizična enciklopedija

CMB sevanje polni vesolje kozmično sevanje, katerega spekter je blizu spektra absolutno črnega telesa s temperaturo okoli 3 K. Opazovano pri valovih od nekaj mm do deset cm, skoraj izotropno. Izvor...... Sodobna enciklopedija

Kozmično sevanje ozadja, katerega spekter je blizu spektra popolnoma črnega telesa s temperaturo cca. 3 K. Opazovano pri valovih od nekaj mm do deset cm, skoraj izotropno. Izvor kozmičnega mikrovalovnega sevanja ozadja je povezan z evolucijo ... Veliki enciklopedični slovar

kozmično mikrovalovno sevanje ozadja- Kozmično radijsko sevanje ozadja, ki je nastalo v zgodnjih fazah razvoja vesolja. [GOST 25645.103 84] Teme, pogoji, fizični prostor. vesolje EN reliktno sevanje … Priročnik za tehnične prevajalce

Kozmično sevanje ozadja, katerega spekter je blizu spektra absolutno črnega telesa s temperaturo okoli 3°K. Opazovano pri valovih od nekaj milimetrov do deset centimetrov, skoraj izotropno. Izvor kozmičnega mikrovalovnega sevanja ozadja ... ... Enciklopedični slovar

Elektromagnetno sevanje, ki zapolnjuje opazovani del vesolja (glej vesolje). R. in. obstajal že v zgodnjih fazah širjenja vesolja in igral pomembno vlogo v svojem razvoju; je edinstven vir podatke o njeni preteklosti... Velika sovjetska enciklopedija

sevanje CMB- (iz latinščine relicium ostanek) kozmični elektromagnetno sevanje, povezana z razvojem vesolja, ki se je začelo razvijati po "velikem poku"; kozmično sevanje ozadja, katerega spekter je blizu spektra popolnoma črnega telesa z... ... Začetki modernega naravoslovja

Prostor v ozadju sevanje, katerega spekter je blizu spektra absolutno črnega telesa s temperaturo pribl. 3 K. Opazovano pri valovih iz več. mm do desetine cm, skoraj izotropno. Izvor R. in. povezana z razvojem vesolja, do raja v preteklosti... ... Naravoslovje. Enciklopedični slovar

Kozmično sevanje toplotnega ozadja, katerega spekter je blizu spektra absolutno črnega telesa s temperaturo 2,7 K. Izvor sevanja. povezana z razvojem vesolja, ki je imelo v daljni preteklosti visoko temperaturo in gostoto sevanja... ... Astronomski slovar

Kozmološka doba vesolja Veliki pok Gibljiva razdalja CMB sevanje Kozmološka enačba stanja Temna energija Skrita masa Friedmannovo vesolje Kozmološki princip Kozmološki modeli Nastanek ... Wikipedia

knjige

• Set miz. Razvoj vesolja (12 tabel), . Izobraževalni album 12 listov.
• Članek - 5-8676-012. Astronomske strukture. Hubblov zakon. Friedmanov model. Obdobja evolucije vesolja. Zgodnje vesolje. Primarna nukleosinteza. Relikvija… Kozmologija, Steven Weinberg. Monumentalna monografija

Kozmično elektromagnetno sevanje, ki prihaja na Zemljo z vseh strani neba s približno enako intenzivnostjo in ima spekter, značilen za sevanje črnega telesa pri temperaturi približno 3 K (3 stopinje po absolutni Kelvinovi lestvici, kar ustreza -270 ° C) . Pri tej temperaturi glavnino sevanja predstavljajo radijski valovi v centimetrskem in milimetrskem območju. Energijska gostota sevanja kozmičnega mikrovalovnega ozadja je 0,25 eV/cm 3 .
Eksperimentalni radijski astronomi to sevanje raje imenujejo "kozmično mikrovalovno ozadje" (CMB). Teoretični astrofiziki ga pogosto imenujejo "reliktno sevanje" (izraz je predlagal ruski astrofizik I. S. Šklovski), saj je v okviru danes splošno sprejete teorije o vročem vesolju to sevanje nastalo v zgodnja fazaširjenje našega sveta, ko je bila njegova snov skoraj homogena in zelo vroča. Včasih v znanstveni in poljudni literaturi najdete tudi izraz "tristopenjsko kozmično sevanje". V nadaljevanju bomo to sevanje imenovali "reliktno sevanje".
Odkritje kozmičnega mikrovalovnega sevanja ozadja leta 1965 je imelo velik pomen za kozmologijo; postal je eden od najpomembnejši dosežki naravoslovje 20. stoletja. in seveda najpomembnejše za kozmologijo po odkritju rdečega premika v spektrih galaksij. Šibko reliktno sevanje nam prinaša informacije o prvih trenutkih obstoja našega vesolja, o tistem daljnem obdobju, ko je bilo celotno vesolje vroče in v njem ni bilo nobenih planetov, nobenih zvezd ali nobenih galaksij. Izvedeno v zadnja leta podrobne meritve tega sevanja z uporabo zemeljskih, stratosferskih in vesoljske opazovalnice odgrniti zastor nad skrivnostjo samega rojstva vesolja.
Teorija vročega vesolja. Ameriški astronom Edwin Hubble (1889-1953) je leta 1929 ugotovil, da se večina galaksij oddaljuje od nas in tem hitreje, čim dlje se nahaja galaksija (Hubblev zakon). To so razlagali kot splošno širjenje vesolja, ki se je začelo pred približno 15 milijardami let. Postavljalo se je vprašanje, kako je izgledalo vesolje v daljni preteklosti, ko so se galaksije šele začele oddaljevati ena od druge, pa še prej. Čeprav matematični aparat, ki temelji na splošna teorija Einsteinovo relativnost in opisovanje dinamike vesolja so v dvajsetih letih prejšnjega stoletja ustvarili Willem de Sitter (1872-1934), Alexander Friedman (1888-1925) in Georges Lemaitre (1894-1966) o fizičnem stanju vesolja v zgodnja doba o njegovem razvoju ni bilo nič znanega. Niti ni bilo gotovo, da v zgodovini vesolja obstaja določen trenutek, kar lahko štejemo za »začetek širitve«.
Razvoj jedrska fizika leta 1940 omogočil začetek razvoja teoretični modeli razvoj vesolja v preteklosti, ko naj bi bila njegova snov stisnjena na visoka gostota, v katerem so bile možne jedrske reakcije. Ti modeli naj bi najprej pojasnili sestavo snovi vesolja, ki je bila do takrat že precej zanesljivo izmerjena z opazovanjem spektrov zvezd: v povprečju so sestavljeni iz 2/3 vodika in 1 /3 helij in vse ostalo kemični elementi skupaj ne predstavljajo več kot 2 %. Poznavanje lastnosti intranuklearnih delcev - protonov in nevtronov - je omogočilo izračun možnosti za začetek širjenja vesolja, ki se razlikujejo po začetni vsebnosti teh delcev ter temperaturi snovi in ​​tiste, ki je v stiku z njo. . termodinamično ravnotežje sevanje. Vsaka od možnosti je dala svojo sestavo prvotne snovi vesolja.
Če izpustimo podrobnosti, potem obstajata dve bistveno različni možnosti za pogoje, v katerih se je začelo širjenje vesolja: njegova snov je lahko hladna ali vroča. Posledice jedrskih reakcij se med seboj bistveno razlikujejo. Čeprav je Lemaitre v svojih zgodnjih delih izrazil idejo o možnosti vroče preteklosti vesolja, je bila zgodovinsko gledano možnost hladnega začetka prva obravnavana v tridesetih letih prejšnjega stoletja.
V prvih predpostavkah je veljalo, da je vsa snov v vesolju najprej obstajala v obliki hladnih nevtronov. Kasneje se je izkazalo, da je ta predpostavka v nasprotju z opazovanji. Dejstvo je, da nevtron v prostem stanju razpade v povprečju 15 minut po nastanku in se spremeni v proton, elektron in antinevtrino. V vesolju, ki se širi, bi se nastali protoni začeli združevati s preostalimi nevtroni in tvorili jedra atomov devterija. Nadalje bi veriga jedrskih reakcij povzročila nastanek jeder helijevih atomov. Bolj zapleteno atomska jedra, kot kažejo izračuni, praktično ne nastanejo. Posledično bi se vsa snov spremenila v helij. Ta sklep je v ostrem nasprotju z opazovanji zvezd in medzvezdne snovi. Razširjenost kemičnih elementov v naravi zavrača hipotezo, da se širjenje snovi začne v obliki hladnih nevtronov.
Leta 1946 je v ZDA "vročo" različico začetnih stopenj širjenja vesolja predlagal ruski fizik Georgy Gamow (1904-1968). Leta 1948 je bilo objavljeno delo njegovih sodelavcev Ralpha Alpherja in Roberta Hermana, ki sta preučevala jedrske reakcije v vroči snovi na začetku kozmološke ekspanzije, da bi pridobila trenutno opazovane povezave med količinami različnih kemičnih elementov in njihovimi izotopi. V tistih letih je bila želja po razlagi izvora vseh kemičnih elementov z njihovo sintezo v prvih trenutkih evolucije snovi naravna. Dejstvo je, da so takrat zmotno ocenili čas, ki je pretekel od začetka širjenja vesolja, le na 2-4 milijarde let. To je bila posledica precenjene vrednosti Hubblove konstante, ki je bila posledica astronomskih opazovanj v tistih letih.
Če primerjamo starost vesolja 2-4 milijarde let z oceno starosti Zemlje - približno 4 milijarde let - smo morali domnevati, da so Zemlja, Sonce in zvezde nastali iz primarne snovi s pripravljeno kemična sestava. Menili so, da se ta sestava ni bistveno spremenila, saj je sinteza elementov v zvezdah počasen proces in pred nastankom Zemlje in drugih teles ni bilo časa za njeno izvedbo.
Kasnejša revizija lestvice zunajgalaktične razdalje je povzročila tudi revizijo starosti vesolja. Teorija o razvoju zvezd uspešno pojasnjuje nastanek vseh težkih elementov (težjih od helija) z njihovo nukleosintezo v zvezdah. Ni več treba razlagati izvora vseh elementov, vključno s težkimi, na zgodnji stopnji širjenja vesolja. Vendar se je bistvo hipoteze o vročem vesolju izkazalo za pravilno.
Po drugi strani pa je vsebnost helija v zvezdah in medzvezdnem plinu približno 30 % mase. To je veliko več, kot je mogoče pojasniti z jedrskimi reakcijami v zvezdah. To pomeni, da je treba helij za razliko od težkih elementov sintetizirati na začetku širjenja vesolja, a hkrati v omejenih količinah.
Glavna ideja Gamowove teorije je prav ta, da visoka temperatura snovi preprečuje pretvorbo vse snovi v helij. V trenutku 0,1 sekunde po začetku širjenja je bila temperatura približno 30 milijard K. V tako vroči snovi je veliko fotonov visoka energija. Gostota in energija fotonov sta tako visoki, da svetloba medsebojno deluje s svetlobo, kar vodi do nastanka parov elektron-pozitron. Anihilacija parov lahko posledično povzroči nastanek fotonov, pa tudi nastanek nevtrinskih in antinevtrinskih parov. V tem "kipečem kotlu" je navadna snov. Pri zelo visokih temperaturah kompleksna atomska jedra ne morejo obstajati. Takoj bi jih razbili okoliški energijski delci. Zato težki delci snovi obstajajo v obliki nevtronov in protonov. Interakcije z energijskimi delci povzročijo, da se nevtroni in protoni hitro spremenijo drug v drugega. Vendar pa reakcije združevanja nevtronov s protoni ne pridejo, saj nastalo jedro devterija takoj razbijejo visokoenergijski delci. Tako se zaradi visoke temperature že na začetku prekine veriga, ki vodi do nastanka helija.
Šele ko se vesolje, ki se širi, ohladi na temperaturo pod milijardo kelvinov, je nekaj nastalega devterija že shranjenega in vodi do sinteze helija. Izračuni kažejo, da je mogoče temperaturo in gostoto snovi prilagoditi tako, da je v tem trenutku delež nevtronov v snovi približno 15 % mase. Ti nevtroni v kombinaciji z enakim številom protonov tvorijo približno 30% helija. Preostali težki delci so ostali v obliki protonov – jeder vodikovih atomov. Jedrske reakcije končajo po prvih petih minutah po začetku širjenja vesolja. Kasneje, ko se vesolje širi, se temperatura njegove snovi in ​​sevanja zmanjšujeta. Iz del Gamowa, Alpherja in Hermana leta 1948 je sledilo: če teorija vročega vesolja napoveduje nastanek 30% helija in 70% vodika kot glavnih kemičnih elementov narave, potem moderno vesolje mora biti neizogibno napolnjen z ostankom ("reliktom") prvotnega vročega sevanja, sodobna temperatura tega reliktnega sevanja pa bi morala biti približno 5 K.
Vendar se analiza različnih možnosti za začetek kozmološke ekspanzije ni končala z Gamowovo hipotezo. V zgodnjih šestdesetih letih prejšnjega stoletja je Ya.B. Zeldovich naredil genialen poskus vrnitve k hladni različici, ki je predlagal, da je prvotna hladna snov sestavljena iz protonov, elektronov in nevtrinov. Kot je pokazal Zeldovich, se taka mešanica ob ekspanziji spremeni v čisti vodik. Helij in drugi kemični elementi so bili po tej hipotezi sintetizirani pozneje, ko so se zvezde oblikovale. Upoštevajte, da so takrat astronomi že vedeli, da je vesolje nekajkrat starejše od Zemlje in večine zvezd okoli nas, podatki o številčnosti helija v predzvezdni snovi pa so bili v tistih letih še zelo negotovi.
Zdi se, da bi lahko bil odločilni preizkus pri izbiri med hladnim in vročim modelom vesolja iskanje kozmičnega mikrovalovnega sevanja ozadja. Ampak iz nekega razloga že mnogo let Po napovedi Gamowa in njegovih sodelavcev nihče ni zavestno poskušal zaznati tega sevanja. Povsem po naključju so ga leta 1965 odkrili radiofiziki iz Ameriško podjetje"Bell" R. Wilsona in A. Penziasa, leta 1978 nagrajen z Nobelovo nagrado.
Na poti k zaznavanju kozmičnega mikrovalovnega sevanja ozadja. Sredi šestdesetih let prejšnjega stoletja so astrofiziki nadaljevali s teoretičnim preučevanjem vročega modela vesolja. Izračun pričakovanih značilnosti sevanja kozmičnega mikrovalovnega ozadja sta leta 1964 izvedla A.G.Doroshkevich in I.D.Novikov v ZSSR ter neodvisno F.Hoyle in R.J.Taylor v Veliki Britaniji. Toda ta dela, kot več zgodnja dela Gamova in njeni kolegi niso pritegnili pozornosti. So pa že prepričljivo pokazali, da je možno opazovati kozmično mikrovalovno sevanje ozadja. Kljub skrajni šibkosti tega sevanja v naši dobi, le-to na srečo leži v tistem območju elektromagnetnega spektra, kjer so vsa druga kozmični viri na splošno oddajajo še šibkejše. Zato bi moralo ciljno iskanje kozmičnega mikrovalovnega sevanja ozadja pripeljati do njegovega odkritja, a radijski astronomi za to niso vedeli.
A. Penzias je v svojem Nobelovem predavanju rekel: »Prvo objavljeno priznanje kozmičnega mikrovalovnega sevanja ozadja kot zaznavnega pojava v radijskem območju se je pojavilo spomladi 1964 leta kratek članek A.G. Doroshkevich in I.D Novikov z naslovom Povprečna gostota sevanje v Metagalaksiji in nekatera vprašanja relativistične kozmologije. čeprav angleški prevod pojavil istega leta, vendar nekoliko kasneje, v splošno znani reviji " Sovjetska fizika- Poročila,« članek očitno ni pritegnil pozornosti drugih strokovnjakov na tem področju. Ta izjemen članek ne izpelje samo spektra CMB kot pojava valovanja črnega telesa, ampak se tudi jasno osredotoča na dvajsetmetrski rog reflektor Bell Laboratory na Crawford Hillu kot najprimernejši instrument za njegovo zaznavanje!« (citirano po: Sharov A.S., Novikov I.D. Človek, ki je odkril eksplozijo vesolja: življenje in delo Edwina Hubbla M., 1989).
Na žalost je ta članek ostal neopažen tako s strani teoretikov kot opazovalcev; ni spodbudilo iskanja kozmičnega mikrovalovnega sevanja ozadja. Zgodovinarji znanosti se še vedno sprašujejo, zakaj dolga leta nihče ni poskušal zavestno iskati sevanja iz vročega vesolja. Zanimivo je, da mimo tega odkritja - eno največjih v 20. stoletju. - Znanstveniki so večkrat hodili mimo, ne da bi ga opazili.
Na primer, kozmično mikrovalovno sevanje ozadja bi lahko odkrili že leta 1941. Takrat je kanadski astronom E. McKellar analiziral absorpcijske črte, ki jih povzročajo medzvezdne molekule cianogena v spektru zvezde Zeta Ophiuchi. Prišel je do zaključka, da lahko te črte v vidnem delu spektra nastanejo le, ko svetlobo absorbirajo rotirajoče molekule cianogena, njihovo vrtenje pa bi moralo vzbuditi sevanje s temperaturo približno 2,3 K. Seveda nihče ni mogel takrat je mislil, da vzbujanje rotacijskih nivojev teh molekul povzroča kozmično mikrovalovno sevanje ozadja. Šele po odkritju leta 1965 so bila objavljena dela I.S. Shklovsky, J. Field in drugih, v katerih je bilo dokazano, da je vzbujanje rotacije medzvezdnih molekul cianogena, katerih črte so jasno opazne v spektrih mnogih zvezd. , povzroča ravno reliktno sevanje.
Še bolj dramatična zgodba se je zgodila sredi petdesetih let. Nato je mladi znanstvenik T.A.Shmaonov pod vodstvom znanih sovjetskih radijskih astronomov S.E.Khaikin in N.L.Kaidanovsky izvedel meritve radijskega sevanja iz vesolja na valovni dolžini 32 cm ki sta jo mnogo let kasneje uporabila Penzias in Wilson. Šmaonov je natančno preučil morebitne motnje. Seveda takrat še ni imel na razpolago tako občutljivih sprejemnikov, kot so jih kasneje pridobili Američani. Rezultati meritev Šmaonova so bili objavljeni leta 1957 v njegovi doktorski disertaciji in v reviji "Instrumenti in eksperimentalne tehnike". Sklep teh meritev je bil: »Izkazalo se je, da absolutna vrednost Efektivna temperatura radijskega sevanja v ozadju ... je 4 ± 3 K.« Šmaonov je opozoril na neodvisnost intenzivnosti sevanja od smeri na nebu in od časa. Čeprav so bile merilne napake velike in o kakršni koli zanesljivosti števila 4 ni treba govoriti, nam je zdaj jasno, da je Šmaonov izmeril ravno kozmično mikrovalovno sevanje ozadja. Na žalost niti on sam niti drugi radijski astronomi niso vedeli ničesar o možnosti obstoja kozmičnega mikrovalovnega sevanja ozadja in tem meritvam niso pripisovali ustreznega pomena.
Končno se je okoli leta 1964 k temu problemu zavestno lotil slavni eksperimentalni fizik iz Princetona (ZDA), Robert Dicke. Čeprav je njegovo sklepanje temeljilo na teoriji o "nihajočem" vesolju, ki se vedno znova širi in krči, je Dicke jasno razumel potrebo po iskanju kozmičnega mikrovalovnega sevanja ozadja. Na njegovo pobudo je v začetku leta 1965 mladi teoretik F. J. E. Peebles opravil potrebne izračune, P. G. Roll in D. T. Wilkinson pa sta začela graditi majhno tiho anteno na strehi Palmerskega. fizikalni laboratorij v Princetonu. Za iskanje sevanja ozadja ni treba uporabljati velikih radijskih teleskopov, saj sevanje prihaja iz vseh smeri. Z fokusiranjem velike antene na manjši del neba ne dosežemo ničesar. Toda Dickejeva skupina ni imela časa za načrtovano odkritje: ko je bila njihova oprema že pripravljena, so morali le še potrditi odkritje, ki so ga drugi po naključju naredili dan prej.