реліктове випромінювання

Реліктове випромінювання (CMB) є ключовим прогнозом моделі гарячого Великого вибуху, а також найбільш важливим спостереженням, яке здатне розсудити модель Великого вибуху і модель стаціонарного стану . Тому дуже цікавим історичним винятком є той факт, що це пророцтво не було висунуто і перевірено дослідниками будь-якої теорії, а першовідкривачі реліктового випромінювання абсолютно не мали уявлення про його космологічне значення.

Реліктове випромінювання має спектр абсолютно чорного тіла . Спектр абсолютно чорного тіла створюється ізотермічним, що не прозорим і не-відображає об'єктом. У лабораторії для створення непрозорого і не відбиває світло, зазвичай використовують порожнину з невеликим отвором. Випромінювання, що входить в порожнину через отвір повинен буде відображатися безліч разів від стінок, перш ніж воно вирветься назовні, тому, навіть якщо стінки лише трохи темні, отвір буде виглядати зовсім чорним. На діаграмі праворуч показана така порожнину, з вхідним блакитного кольору лучем, який повністю поглинається, в той час, як показані червоним промені є вихідним тепловим випромінюванням. Простий уявний експеримент показує, що випромінюється абсолютно чорним тілом спектр може залежати лише від температури T. Спочатку припускають, що два абсолютно чорних тіла мають різні спектри, а потім показують, що це призводить до протиріччя. Нехай два абсолютно чорних тіла A & B, мають температуру T, випромінюють різні спектри. Тоді скористаємося фільтром і отвором, щоб дозволити їм передавати тепло тільки за допомогою випромінювання з даного волноводу. Тоді B повністю поглине випромінювання A, а A повністю поглине випромінювання B. ТКІМ чином, якщо спектри розрізняються, то повинен бути результуючий перенос тепла між A & B, але їх температури однакові. Оскільки перенесення тепла між об'єктами однакової температури не буває, то спектри повинні бути ідентичні. Вибір фільтра хвилеводу був довільним, тому спектри повинні бути ідентичні на всіх частотах. Цей спектр універсального абсолютно чорного тіла безсумнівно був дуже важливою темою фізики в кінці 19 століття, і вивчаючи випромінювання абсолютно чорного тіла Планк висунув ідею кванта, і визначив квант дії h, який сьогодні відомий нам як постійна Планка. лагодаря універсальності спектра абсолютно чорного тіла, ми можемо перетворити будь-які вимірювання спектра в температуру яскравості при вимірюваної довжині хвилі. Унікальною властивістю спектра абсолютно чорного тіла є те, що яркостная температура абсолютно чорного тіла однакова на всіх довжинах хвиль. Говорячи про реліктовому випромінюванні вчені завжди використовують температурну шкалу Кельвіна, яка подібна до шкалою Цельсія за винятком того, що нульова точка дорівнює абсолютному нулю, замість точки замерзання води, що дорівнює Tлед = 273.15 K.

15 K

Наведений вище графік показує виміряну температуру яскравості TB реліктового випромінювання на безлічі різних довжин хвиль. Очевидно, що TB = 2.725 K відповідає всім даними в межах статистичного раброса, очікуваного для встановленої величини помилок.

Щоб створити спектр абсолютно чорного тіла, об'єкт повинен бути не прозорим, чи не-відображає і ізотермічним. Наприклад зірка, яка не прозора, не випромінює спектра абсолютно чорного тіла , Оскільки ми можемо бачити як більш холодні зовнішні шари, так і більш гарячі глибокі шари. І хоча температура Всесвіту змінюється у міру її розвитку, причому TCMB = To (1 + z), однак Всесвіт виглядає изотермичности, оскільки зсув випромінювання в червону область робить більш теплу, але зміщену до червоного краю віддалену Всесвіт, по видимій температурі точно такий же, як сьогоднішня Всесвіт.

інструмент [FIRAS] (Абсолютний спектрофотометр в далекому інфрачервоному діапазоні) на супутнику [COBE] мав великий конічний рупор для збору реліктового випромінювання. На кінці рупора було лише невеликий отвір, що дозволяє випромінюванню потрапляти в інструмент. У FIRAS також був поглинач мікрохвильового випромінювання, зовнішній еталон-калібратор або XCAL, який міг вводитися в рупор як заглушка рупора, і нагрівачі, які могли зробити рупор і порожнину поглинача изотермичности. Коли XCAL знаходився в інструменті, FIRAS спостерігав дуже хорошу чернотельную порожнину, коли ж XCAL витягували з рупора, то FIRAS спостерігав реліктове випромінювання. Істотної різниці при цьому не спостерігалося. Реліктове ізулученіе дуже близько до чернотельному з температурою 2.725 K. Результати FIRAS показані нижче в одиницях інтенсивності (енергія на одиницю площі на одиницю частоти на одиничний тілесний кут) в залежності від частоти і / або довжини хвилі.

[Ерік Адельбергер (Eric Adelberger)]

хотів, щоб я звернув увагу, що фундаментальним виміром FIRAS є нижній креслення. Це те, що FIRAS дійсно вимірював: різницю між реліктовим випромінюванням і найкращим відповідним абсолютно чорним тілом. Верхній креслення показує ці різниці, додані до теоретичного спектру абсолютно чорного тіла при температурі XCAL, що є найкращим наближенням, заснованим на функції, виведеної планку в 1900р. Три криві на нижньому малюнку відповідають трьом найбільш імовірним нечернотельним спектрами: сіра крива показує тіло з відбивну здатність в 100 частин на мільйон замість нуля, а червона і синя криві показують ефект гарячих електронів, що додають надлишок в 60 частин на мільйон енергії реліктовому випромінюванню перед (синім ) або після (червоним) кордоном в 1000 років після Великого вибуху. Ці криві показують максимальні спотворення допускаються в даних FIRAS.

Перші спостереження реліктового випромінювання з використанням міжзоряних молекул справив в 1940р канадський астроном Е.Мак-Келлар (McKellar). Малюнок справа показує спектр зірки дзета Змієносця (zeta Oph) знятий в 1940р, в якому є слабка лінія R (1) від ротаційно порушеної циана CN. Важливість цих даних в той час не була зрозуміла, і є навіть лінія в книзі 1950 року Спектри двоатомних молекул Нобелівського лауреата з фізики Герхарада Херцберга (Gerhard Herzberg), помітив ротаційну температуру молекули ціану (CN) в міжзоряному просторі при 2.3 K, але стверджував, що це має "дуже обмежене значення". Сьогодні ми знаємо, що ця молекула спочатку збуджується реліктовим випромінюванням, що передбачає температуру яскравості To = 2.729 +/- 0.027 K на довжині хвилі 2.64 мм ( [Roth, Meyer & Hawkins 1993] ).

Пізніше вимірювання, які могли відкрити реліктове випромінювання зробив Роберт Дікі (Robert Dicke). Він вимірював температуру яскравості неба, як функцію кута піднесення. Оскільки його антена дивилася в точку, близьку до горизонту, то яркостная температура повзла вгору і була близька до температури повітря. Дікі використовував рупор з низьким рівнем бічних пелюсток, і винайшов для цієї роботи швидко перемикається Діференціальний радіометр, сьогодні відомий, як радіометр Дікі, який переключався між небом і навколишнім середовищем-еталоном з температурою 300 K. Використовуючи ці дані, Дікі визначив поглинання атмосфери на довжинах хвиль від 1 до 1.5 см і показав, що це мікрохвильове випромінювання "діапазон K" може використовуватися в радарах. Короткі довжини хвиль дозволили радарах поміститися усередині винищувачів і сильно допомогли зусиллям союзників у другій Світовій війні. Дікі НЕ інтересовада температура неба за межами атмосфери, але в 1946р [Дікі з співавт. ] опублікував верхня межа яркостной температури неба: Tнеба <20 K. Використовуючи еталон кімнатної температури Дікі отримував великий диференційний сигнал в зеніті, і кілька відсотків невизначеності в його каллібровке посилення породжували невизначеність в несколькуо кельвінів в температурі неба.

Використовуючи еталон кімнатної температури Дікі отримував великий диференційний сигнал в зеніті, і кілька відсотків невизначеності в його каллібровке посилення породжували невизначеність в несколькуо кельвінів в температурі неба

Малюнок зліва вгорі представляє фактичні дані з малюнка 3 зі статті Дікі з співавт. (1946), хоча мені довелося зробити настройки, щоб знайти базову лінію, яка віднімалася. Як можна бачити, екстраполяція до 100% прозорості далека через поглинання парами води і уривчастість сигналу при 100% прозорості велика, тому накопичена невизначеність, показана блакитним, призводить до великої невизначеності в Tнеба. Справа призвело гіпотетичний експеримент, який міг бути проведений в 1945р з холодним еталоном на довжинах хвилях, не збігаються з лінією парів води. Якби Дікі скористався нізкотемператцрним еталоном і провів спостереження з вершини гори, а не з Флориди, то він би виявив реліктове випромінювання. За іронією долі, the [Робота] Гамова, що описує гарячий Великий вибух, знаходиться в тому ж самому томі журналу Physical Review. пізніша робота [Alpher, Bethe & Gamow] , Що описує гарячий Великий вибух є однією з класичних жартів у фізиці: Гамов додав ім'я Беті в цю роботу, просто, щоб вона звучала, як альфа, бета, гамма. Беті, насправді, нічого не зробив в цій роботі.

Подальша іронія полягає в тому, що хтось пов'язав в єдине ціле дані МакКеллар про 2.3 K і Всесвіт, і це зробив Фред Хойл в 1950р в [Огляді] книги Гамова і Крітчфілда (Critchfield) (1949, "Теорія атомних ядер і джерела ядерної енергії"). Хойл був одним з трьох творців моделі стаціонарного стану , Яка була головним конкурентом моделі Великого вибуху Гамова. Хойл писав: "[Модель Великого вибуху] призводить до сучасної температурі випромінювання зберігається у всьому просторі набагато вище, ніж визначено МакКеларом для деяких областей в межах Галактики." Додаток до космологічної моделі Гамова дає значення, з яких може бути порахована To = 11 K, що, зрозуміло, більше, ніж спостережувані 2.3 K. Але Хойл не врахував [Роботу (1949, Phys. Rev., 75, 1089-1095)] Альфер (Alpher) і Герман (Herman), в якій пропонувалися дві версії Великого вибуху, одна з To = 1 K і інша з To = 5 K. Таким чином, невизначеності в космологічних параметрах легко дозволяли даними МакКелара по CN стати підтвердженням Великого вибуху, замість спростування його. Але ніхто з учасників цих дебатів так і не глянув далі на дані по міжзоряному CN, і, таким чином, реліктове випромінювання залишилося не відкритим аж до 1965р. Фактично Гамов, демонстративно ігнорує це розбіжність, і дає To = 50 K в своїй книзі "Виникнення Всесвіту" (1955, 1961).

Роберт Вудро Вілсон (р. 1936) і Арно Елан Пензиас (р. 1933) (Penzias & Wilson) вивчали випромінювання, збиране ширококутної антеною-рупором в Нью-Джерсі, коли виявили надмірний шум на довжині хвилі 7.35 см, це було еквівалентно чернотельной температурі в 3.5 +/- 1 K. їх рупор мав нижчі бічні пелюстки, і Penzias & Wilson переключалися на еталон з низькою температурою. Вони не знали що означаетт цей надлишок, але розповіли Бернарду Берк (Bernie Burke) з MIT, який знав, що Дікі зараз очолював групу, плануючи вимір реліктового випромінювання. За іронією долі Дікі забув про свого старого верхній межі, але він знав, як провести вимір. Однак, перш ніж його група змогла закінчити створення своїх інструментів, Дікі отримав дзвінок від Penzias & Wilson. Почувши про ці дані, Дікі сказав: "Хлопці, we've been scooped." роботи [Penzias & Wilson] і [Dicke, Peebles, Roll & Wilkinson] , Що описують ці результати, з'явилися в 1965р в Astrophysical Journal. Вілкінсон (Wilkinson) зробив вимірювання реліктового випромінювання на великій кількості довжин хвиль і завжди виявляв одну і ту ж температуру яскравості в широкому діапазоні довжин хвиль.

Існує більш повне опис цього дійсно чудового відкриття російською мовою - примітка перекладача.

Утвержденния, що Le Roux виміряв реліктове випромінювання в 1950р не вірно. Le Roux використовував звичайну параболічну тарілку, яка не призначена для дуже низьких бічних пелюсток, і використовував горизонт, як абсолютний еталон температури. Він також спостерігав на частоті 900 МГц, де галактичний фон дуже яскравий. У той час як не були опубліковані тези Le Roux давали Tнеба = 3 +/- 1 K, перша опублікована версія (Denisse, Lequeux & Le Roux, 1957, Comptes Rendus, 244, 3033) дає Tнеба <3 K. Обидва цих результату не вірні, оскільки галактичний фон дає мінімальну температуру неба> 4 K на цій частоті. більш повна [Опублікована версія] дає Tнеба <20 K ( "приблизно двадцять" - Франц. - прим. перекладача). Це більш прийнятна оцінка точності цих даних.

Домівка Неда Райта (Ned Wright)