Реферат Пензиас Вильсон. Космическое микроволновое реликтовое радиоизлучение. Информация о Большом
Работа добавлена на сайт bukvasha.net: 2015-10-28Поможем написать учебную работу
Если у вас возникли сложности с курсовой, контрольной, дипломной, рефератом, отчетом по практике, научно-исследовательской и любой другой работой - мы готовы помочь.
Предоплата всего
от 25%
Подписываем
договор
«Концепции современного естествознания»
на тему:
Пензиас – Вильсон. Космическое микроволновое (реликтовое) радиоизлучение. Информация о «Большом взрыве»
Введение.
Для начала надо понять, что такое космология. Космология - физическое учение о Вселенной как целом, основанное на наблюдательных данных и теоретических выводах, относящихся к охваченной астрономическими наблюдениями части Вселенной. Теоретический фундамент Космологии составляют основные физические теории (теория тяготения, теория электромагнитного поля, квантовая теория и др.), эмпирические сведения предоставляются ей внегалактической астрономией, а ее выводы и обобщения имеют большое общенаучное и философское значение[1].
Основы современной науки о космосе заложил Эйнштейн, создав в 1916 году теорию тяготения. Записав уравнения для равномерно заполненной звездами Вселенной, он получил решение, в котором кривизна пространства была такой, что оно «замыкалось» само на себя. Хотя границ у Вселенной не было, размеры её были конечны. Но в модели была одна трудность: притяжение звезд друг к другу должно было бы стянуть такую замкнутую Вселенную в точку. Поэтому Эйнштейну дополнил свои уравнения придуманным полем, которое должно было породить «антигравитационную» силу, способную уравновесить гравитацию и удержать Вселенную от сжатия.
Но российский математик Александр Фридман в своих статьях, опубликованных в 1922 - 1924 годах, показал, что уравнения теории тяготения допускают целый спектр решений, только не статичных, а динамических. Эйнштейн встретил работу Фридмана в штыки. Но позже признал свою неправоту и даже назвал работу Фридмана «проясняющей». Еще несколько лет Эйнштейн держался своей статичной модели с «космологической постоянной». Когда Хаббл доказал, что Вселенная действительно расширяется, Эйнштейн окончательно отрекся от своей модели и признал введение этой постоянной в уравнения тяготения «самой большой ошибкой своей жизни».
Хаббл обнаружил, что свет от более далеких галактик «краснее» света от более близких. Причем скорость разбегания оказалась пропорциональна расстоянию от Земли (закон расширения Хаббла). Обнаружить это удалось благодаря эффекту Доплера (зависимости длины волны света от скорости источника света). Поскольку более далекие галактики кажутся более «красными», то предположили, что и удаляются они с большей скоростью. Разбегаются не звезды и даже не отдельные галактики, а скопления галактик. Ближайшие от нас звезды и галактики связаны друг с другом гравитационными силами и образуют устойчивые структуры. Причем в каком направлении ни посмотри, скопления галактик разбегаются от Земли с одинаковой скоростью, и может показаться, что наша Галактика является центром Вселенной, однако это не так. Где бы ни находился наблюдатель, он будет везде видеть все ту же картину — все галактики разбегаются от него.
Согласно закону Хаббла, Вселенная расширяется не с постоянной скоростью. Некоторые галактики удаляются от нас со скоростью 1 тыс. км/с, другие, находящиеся вдвое дальше, со скоростью 2 тыс. км/с, и т.д. Таким образом, закон Хаббла указывает, что, начиная с некоторого расстояния, называемого хаббловским, галактики удаляются со сверхсветовой скоростью. Для измеренного значения постоянной Хаббла это расстояние составляет около 14 млрд. световых лет.
Отбросив допущение Эйнштейна о статичности Вселенной (следовательно, и ставшую ненужной «антигравитационную» силу), Фридман показал, что уравнения теории тяготения имеют три типа решений.
1) Если средняя плотность вещества (или поля) во Вселенной больше определенной критической величины, то пространство такой Вселенной будет замкнутым, а сама она начнет расширяться от нулевого размера, достигнет некоторого максимального радиуса и затем станет сжиматься обратно к нулю.
2) Если средняя плотность Вселенной будет меньше критической, произойдет обратное - пространство будет «открытым», а сама Вселенная будет бесконечно расширяться. Иными словами, Вселенная, «замкнутая в пространстве», замкнута и во времени. Вселенная, «открытая в пространстве», открыта и во времени.
3) Промежуточный случай составляют решения для плотности, строго равной критической величине: пространство такой Вселенной – «плоское», то есть эвклидово, а сама Вселенная расширяется с таким замедлением, что скорость ее расширения бесконечно приближается к нулю. Геометрия Вселенной определяет ее судьбу, а геометрия, в свою очередь, зависит от соотношения в каждый данный момент двух параметров - средней плотности Вселенной и критической плотности. Подсчитано, что критическая плотность, выше и ниже которой Вселенная отличается от «плоской», не так уж велика - около 10 водородных атомов на кубометр пустоты в среднем.
Теория Большого Взрыва. Открытие микроволнового (реликтового) радиоизлучения.
Первое подтверждение факта взрыва пришло в 1964 году, когда американские радиоастрономы Вильсон и Пензиас обнаружили реликтовое электромагнитное излучение с температурой около 3° по шкале Кельвина (–270°С). Именно это открытие, убедило ученых в том, что Большой Взрыв действительно имел место и поначалу Вселенная была очень горячей.
Любое расширение Вселенной должно иметь «начало». Первым это осознал бельгийский ученый, аббат Жорж Леметр, опубликовавший знаменитую работу «К теории первичного атома», в которой он, независимо от Фридмана, нашел решение уравнений тяготения для расширяющейся замкнутой Вселенной. В исходном состоянии его модель представляла собой статичный «шарик», в котором гравитация была уравновешена космологической постоянной; в какой-то момент («начало») шарик получал некий толчок наружу и, поскольку равновесие сил при этом нарушалось, начинал расширяться. Этот исходный шарик был назван «первичным атомом».
Нынешнее название этому безымянному «началу начал» дал английский астрофизик Фред Хойл. Именно Хойл на одной из своих публичных лекций обозвал внезапное раздувание «первичного атома» Биг Бэнгом (Большим Взрывом) это и закрепилось в качестве научного термина. В то время у теории Большого Взрыва не было никаких экспериментальных подтверждений, кроме хаббловских, а они были весьма сомнительны.
Большой Взрыв – это взрыв самого пространства, который привел вещество в движение. Пространство и время возникло в Большом Взрыве и начало расширяться. Нигде не было центра, т.к. условия всюду были одинаковыми, никакого перепада давления, характерного для обычного взрыва, не было.
Вселенная самодостаточна. Не требуются ни центр, чтобы расширяться от него, ни свободное пространство с внешней стороны (где бы она ни находилась), чтобы туда расширяться.
Следующий шаг в развитии теории Большого Взрыва сделал ученик Фридмана Георгий Гамов, эмигрировавший в США. Гамов понял, что те огромные плотности, которые неизбежно должны были царить в «первичном атоме» Леметра, создавали необходимые условия для синтеза атомных ядер из более элементарных и легких частиц. Но такой синтез может пойти по разным путям в зависимости от температуры Большого Взрыва, то есть от того, была ранняя Вселенная горячей или холодной.
В «горячем» Большом Взрыве, по расчетам Гамова, столкновения исходных частиц должны были вести к образованию ядер водорода, затем - через тяжелый водород, дейтерий, - ядер гелия и частично лития. Но поскольку при высоких температурах скорости частиц были достаточны, чтобы разрушить ядра дейтерия, то и образование гелия приостанавливалось.
В «холодном» же Большом Взрыве синтез гелия должен был продолжаться. Гамов был убежден, что «первичный атом» имел температуру в миллиарды градусов, и потому нынешняя Вселенная должна состоять на 75 процентов из водорода и дейтерия и лишь на 25 процентов из гелия и какой-то ничтожной доли лития.
Позже астрономические наблюдения подтвердили точность предсказаний Гамова и его модели «горячей» ранней Вселенной. В сороковые годы, когда эта теория только создавалась, она вызывала серьезные возражения потому, что Гамов вслед за Хабблом и Леметром принимал абсурдно малый возраст Вселенной. И тогда в поисках других подтверждений своей теории горячего Большого Взрыва Гамов выдвинул новую идею.
Он указал, что горячая ранняя Вселенная должна была порождать мощнейшее излучение на всех длинах волн. Фотоны этого излучения совместно с первыми родившимися элементарными частицами создавали ту «первичную плазму», которая и была новорожденной Вселенной.
Но поскольку Вселенная расширялась, она продолжала охлаждаться, и в какой-то момент (позднее было подсчитано, что это произошло примерно через 300 тысяч лет после Большого Взрыва) температура плазмы упала до 3000 - 2700 градусов. При такой температуре средняя энергия фотонов (снижавшаяся вместе с температурой) стала меньше кулоновского притяжения электронов и протонов друг к другу, и эти частицы смогли беспрепятственно «рекомбинировать» в атомы водорода. Оказавшись связанными в атомах, частицы перестали мешать движению фотонов, и Вселенная внезапно стала «прозрачной» для излучения: произошло так называемое расцепление света и вещества. Излучение отделилось от вещества и повело совершенно независимую жизнь. Оно осталось в той же Вселенной, но, начиная с этого момента, практически перестало взаимодействовать с веществом. Такое «остаточное излучение», по мнению Гамова, может быть важным свидетельством в пользу теории «горячего» Большого Взрыва.
Ученики Гамова Альфер и Харманн в 1948 году опубликовали статью, где утверждали, что следы этого остаточного излучения (которое за 15 миллиардов лет должно было стать, по их оценке, до 10 градусов Кельвина) могут сохраняться в космосе и именно там их и следует искать. Но, они сочли, что следы эти слишком слабы, чтобы их обнаружить, и поэтому вся их идея вскоре забылась.
Спустя пятнадцать лет теория была открыта заново. Ее открывателем стал Роберт Дикке (возглавлял в Принстоне отдел исследования гравитации). Дикке своим путем (независимо от Гамова) пришел к гипотезе горячей ранней Вселенной и к выводу, что такая Вселенная должна была оставить по себе некое «остаточное излучение». Но он решил поискать следы этого излучения, в отличие от Гамова и его учеников. Он поручил своим ученикам, Роллу и Вилкинсону, практическую часть задачи, а теоретическую - Пиблзу. Пиблз быстро подсчитал, что остаточное излучение должно быть изотропным и холодным (он оценил его нынешнюю температуру примерно в 10 градусов Кельвина).
В 1964 году, Арно Пензиас и Роберт Вильсон были приняты на работу в фирму «Лаборатории Белл» для обслуживания новой радиоантенны, предназначенной для слежения за американским спутником «Эхо». Спутник передавал на сантиметровых волнах, и антенна была самым чувствительным по тем временам детектором волн в этом диапазоне. Размещалась она на пригорке Холмдел, в штате Нью-Джерси, около Нью-Йорка.
Ученые договорились с начальством в свободное время заниматься исследованиями по специальности. Вильсон давно рвался исследовать радиоизлучение газового ореола, окружавшего, по его убеждению, Млечный Путь.
Но предварительно следовало исключить возможные помехи, а для этого проверить антенну на такой длине волны, которая заведомо не излучается никакими источниками. Пензиас и Вильсон выбрали для проверки «пустую» длину волны 7,35 сантиметра, направили свой раструб в небо. Антенна регистрировала посторонний сигнал. У сигнала была очень низкая температура, его величина не менялась даже при систематическом обследовании всего небосвода. Сигнал, идущий от любого космического источника, Солнца или Млечного Пути, не мог покрывать собою все небо равномерно. Было похоже будто сигнал приходит от Вселенной в целом.
Первые наблюдения, показывающие, что Вселенная расширяется, были сделаны между 1910 и 1930 г. В лаборатории атомы испускают и поглощают свет всегда на определенных длинах волн. То же наблюдается и в спектрах далеких галактик, но со смещением в длинноволновую область. Астрономы говорят, что излучение галактики испытывает красное смещение. При расширении пространства световая волна растягивается и поэтому ослабевает. Если в течение того времени, пока световая волна дошла до нас, Вселенная расширилась вдвое, то и длина волны удвоилась, а ее энергия ослабла в два раза.
Процесс можно описать в терминах температуры. Испускаемые телом фотоны имеют распределение по энергии, которое в целом характеризуют температурой, указывающей, насколько тело горячее. Когда фотоны движутся в расширяющемся пространстве, они теряют энергию и их температура снижается. Таким образом, Вселенная при расширении охлаждается, как сжатый воздух, вырывающийся из баллона аквалангиста. К примеру, реликтовое излучение сейчас имеет температуру около 3 К, тогда как оно родилось при температуре около 3000 К. Но с того времени Вселенная увеличилась в размере в 1000 раз, а температура фотонов понизилась во столько же раз. Наблюдая газ в далеких галактиках, астрономы прямо измеряют температуру этого излучения в далеком прошлом. Измерения подтверждают, что Вселенная со временем охлаждается[2].
Пензиас и Вильсон пытались устранить помеху почти год. В начале 1965 Пиблз доложил о своих результатах на лекции в Принстоне. Узнав «через третьи руки» об этой лекции, Пензиас и Вильсон решили обратиться к Дикке (как к руководителю Пиблза) за консультацией. К этому времени в Принстоне уже была практически готова установка для поиска остаточного излучения. Когда Дикке услышал о «неустранимой помехе» и ее особенностях - изотропности и низкой температуре, стало понятно, что Пензиас и Вильсон обнаружили то самое остывающее послесвечение Большого Взрыва, которое также называют реликтовым радиоизлучением.
От излучения звёзд, галактик и других астрономических источников реликтовое излучение отличается двумя важнейшими свойствами: угловой изотропией, т. е. одинаковой интенсивностью от всех участков неба, и планковской (равновесной) формой спектра. Для Космологии важен как сам факт существования фонового радиоизлучения, так и возможность исследования с его помощью физических процессов во Вселенной и её структуры.
Спектр реликтового излучения хорошо изучен в диапазоне длин волн от 3 мм до 21 см. Интенсивность реликтового излучения в этом диапазоне не зависит от направления на небесной сфере с точностью до десятой доли % (угловая изотропия излучения). Данные об угловой изотропии несколько различаются в зависимости от рассматриваемого углового масштаба. В мелких масштабах (от 3 до 150') существуют лишь ограничения на возможную анизотропию в виде неравенства dТ/Т < 10-4 (где dТ - отклонение темп-ры от равновесного значения Т). В больших угловых масштабах обнаружена слабая дипольная анизотропия. Это различие температур однозначно интерпретируется как результат движения Солнечной системы относительно фона реликтового излучения с v = 420 км/с. Температура реликтового излучения, идущего из области на небесной сфере, в направлении которой движется Солнце, несколько выше среднего значения, а из диаметрально противоположной области неба - несколько ниже. Обнаружены даже годовые вариации температуры, связанные с движением Земли вокруг Солнца.
Плотность энергии равновесного реликтового излучения составляет 5.10-13 эрг/см3. Излучение с такими характеристиками не может быть излучением звёзд с термоядерными источниками энергии или множества дискретных источников (квазаров и др.), находящихся на космологических расстояниях. В то же время интерпретация этого излучения, как сохранившегося от предшествующей плотной и горячей стадии развития Метагалактики (по этой причине оно и было названо реликтовым) является совершенно естественной и согласуется с другими экспериментальными и теоретическими сведениями. Планковский характер спектра фонового излучения согласуется с выводом о его реликтовом происхождении, поскольку в процессе расширения Вселенной излучение со спектром, первоначально соответствовавшим закону Планка, остаётся планковским, уменьшается лишь его температура. Если R(t) характеризует размер какого-либо большого расширяющегося объёма в Метагалактике, то плотность энергии излучения падает с расширением пропорционально R-4, поскольку уменьшается средняя концентрация фотонов (~R-3) и энергия (частота) каждого из них (~R-1).
На ранних стадиях расширения Вселенной, в эпоху высоких температур, не существовало нейтральных атомов и молекул, т. к. энергия фотонов и теплового движения частиц превышала энергию связи атомов и молекул. По этой причине вещество в целом находилось в состоянии плазмы, и равновесный спектр реликтового излучения сформировался благодаря взаимодействию излучения с плазмой. Когда температура плазмы и излучения снизилась до 4000 Кельвинов, фотоны реликтового излучения уже не могли ионизовать атомы. Электроны присоединились к ядрам атомов, и вещество в массе своей стало нейтральным. С этого периода, фотоны реликтового излучения распространяются практически свободно. Огромная величина свободного пробега фотонов реликтового излучения (миллиарды световых лет от акта их последнего рассеяния) является причиной, по которой оно стало эффективным средством исследования крупномасштабной структуры Вселенной.
В ту пору, в конце 1964 года, когда Пензиас и Вильсон возились со своей помехой, в Москве, два молодых физика, Новиков и Дорошкевич, опубликовали обзор всех известных на тот момент источников космического радиоизлучения. В конце этого обзор было вскользь упомянуто, что возможно существует, еще и остаточное излучение ранней горячей Вселенной (их учитель Яков Зельдович догадывался об этом), причем в сантиметровых волнах, где его не перекрывают другие источники. Но если оно есть, то оно так ничтожно, что обнаружить его могут лишь очень чувствительные телескопы. Самым подходящим для этого инструментом, могла бы быть антенна «Лабораторий Белл», что в Холмделе, сообщалось в статье.
Теория Большого Взрыва решала вопрос о происхождении галактик, предполагая, что случайные сгущения вещества, ставшие зародышами будущих галактик, образовались много позже «расцепления света с веществом». Но подсчеты показали, что в таком случае эти зародыши даже за 15 миллиардов лет не могли образовать такую сложную пространственную структуру, которая наблюдается сегодня. Однако те же подсчеты постепенно начали выявлять в стандартной теории Большого Взрыва и другие противоречия, требовавшие решения. Такие решения выдвигались, но для проверки нужен был более тонкий «щуп», чем первоначальная карта остаточного излучения Пензиаса - Вильсона, позволявшая различить только детали больше десяти угловых градусов.
Чтобы решить, существовали ли зародыши галактик уже в горячей Вселенной, нужна была карта с десятикратно более высоким разрешением. Было решено запустить в космос специальный спутник, который бы «сфотографировал» эту карту без земных помех и с помощью более чувствительных приборов. Спутник, получивший название COBE (Cosmic Background Explorer), был запущен НАСА. Результаты произвели сенсацию. На второй «фотографии прошлого», сделанной с разрешением в один угловой градус, выявились некие детали.
Критическая средняя плотность вещества в «плоской» Вселенной должна быть около десяти атомов водорода на кубометр пустоты. В нашей вселенной, с учетом всего видимого вещества видимой части Вселенной плотность эта составляет не более одного атома водорода на кубометр пустоты, или 0,1 критической плотности. Вселенная наша должна быть «открытой».
Стандартная теория Большого Взрыва не дает никакого ответа на вопрос, какая наша Вселенная. «Плоское» состояние с его точным равенством плотностей в каждый момент расширения Вселенной так же неустойчиво, как карандаш, стоящий на острие, - малейшее отклонение от равновесия будет только увеличиваться со временем. Если принять, что наша Вселенная сегодня близка к «плоской», то раньше она была бы к этому состоянию еще ближе.
Теоретики, задумавшиеся над всеми этими парадоксами, постепенно пришли к выводу, что стандартная теория Большого Взрыва что-то недоучитывает. Молодой теоретик Алан Гут, прослушавший лекции Дика о парадоксах стандартной теории Большого Взрыва, предложил первый внятный ответ на все эти вопросы. Около года у него ушло на разработку того, что впоследствии стало называться «инфляционной теорией Большого Взрыва». Сегодня она является основной в современной космологии, все другие теории и гипотезы так или иначе отталкиваются от нее. Гут допустил, что на самой заре жизни Вселенная пережила период быстрого и громадного экспоненциального расширения («инфляции»). За счет такого дополнительного расширения границы Вселенной отодвинутся так далеко, что в наблюдаемой ее части останется крайне мало монополей. С другой стороны, это расширение «растянет» Вселенную, как надувание растягивает воздушный шарик. Поверхность шарика при большом раздувании становится (на небольших участках) практически плоской, и пространство Вселенной после инфляции должно стать (в небольших объемах, например в объеме видимой нами части Вселенной) тоже практически «плоским», причем независимо от начальных условий, не требуя никакой их «тонкой подгонки»[3].
Если Вселенная за время инфляции сильно увеличилась в размерах, значит, то, что мы видим сейчас большим, например видимая часть Вселенной, до инфляции было очень маленьким. Все ее участки вполне могли тогда же обменяться энергией и прийти в тепловое равновесие; поэтому ничего удивительного, что в сегодняшнем остаточном излучении точки, находящиеся даже на противоположных краях небосвода, имеют одинаковую температуру.
Гут предположил, что в какой-то момент инфляция прекратилась так же резко, как началась. Скорость расширения Вселенной резко упала, и, подобно тому, что происходит при всяком резком торможении, выделилась огромная энергия, которая тотчас, по закону эквивалентности массы и энергии, превратилась в вещество. Но такое превращение энергии в вещество и обратно управляется законами квантовой физики, а среди них есть известное соотношение неопределенностей Гейзенберга, которое, означает, что возникшая при окончании инфляции энергия не во всех точках постинфляционной Вселенной была одинакова, в ней были микроскопические, квантовые, флуктуации плотности. Где она была чуть больше, плотность возникшего вещества тоже оказалась чуть больше, и наоборот. Иными словами, квантовые флуктуации энергии привели к микроскопическим неоднородностям вещества. Это и были зародыши будущих галактик.
Темпы этого (уже равномерного, а не экспоненциального, как при инфляции) расширения были слишком малы, чтобы превозмочь стягивающее действие гравитации. Было проделано компьютерное моделирование этого процесса и показано, что гравитация в условиях хотя бы ничтожного превышения плотности над средней начинает очень быстро притягивать к этому уплотнению окружающее вещество, и это ведет к очень быстрому росту зародыша.
Заключение.
Процесс рождения Вселенной «практически из ничего» опирается на строго научные расчеты. Сегодня ученые могут объяснить большинство свойств нашей Вселенной, начиная с момента в 10-42 секунды и до настоящего времени и даже далее. Могут также проследить образование галактик и предсказать будущее Вселенной. Тем не менее, ряд непонятностей еще остается. Это, прежде всего — сущность скрытой массы (темной материи) и темной энергии.
Вселенная возникла приблизительно 14 млрд. лет назад в результате грандиозного взрыва, создавшего пространство и время, всю материю и энергию, которые нас окружают. Новорожденная Вселенная прошла стадию чрезвычайно быстрого расширения, названного инфляцией, которая радикально изменила пейзаж младенческого космоса. До возраста приблизительно 300 тыс. лет Вселенная была кипящим котлом из электронов, протонов, нейтрино и излучения, которые взаимодействовали между собой и составляли единую среду, равномерно заполняющую всю раннюю Вселенную. Общее расширение Вселенной постепенно охлаждало эту среду, и, когда температура упала до значения нескольких тысяч градусов, наступило время для формирования стабильных атомов. Так же в результате расширения первоначальное излучение стало менее интенсивным, но не пропало совсем. Именно его и обнаружили будущие нобелевские лауреаты Пензиас и Вильсон.
Реликтовое излучение равномерно заполняет всю Вселенную, и, если мы могли бы видеть микроволны, все небо пылало бы с поразительно одинаковой яркостью во всех направлениях. Эта однородность является одной из главных причин, по которой это излучение считают теплом, оставшимся от Большого Взрыва.
Список литературы:
1. Статья Л. П. Грищук, Я. Б. Зельдович. Энциклопедия Физика космоса. 1986г.
2. Журнал «В мире науки» № 7/2005.
3. Журнал «Знание — сила» № 11/2001.
4. А.Д. Чернин. Космология: Большой Взрыв.
5. А.А. Аруцев, Б.В. Ермолаев, И.О. Кутателадзе, М.С. Слуцкий. Учебное пособие. Концепции современного естествознания.
Содержание:
Введение. 2
Теория Большого Взрыва. Открытие микроволнового (реликтового) радиоизлучения. 3
Заключение. 11
Список литературы:. 12
[1] Статья Л. П. Грищук, Я. Б. Зельдович. Энциклопедия Физика космоса. 1986г.
[2] Журнал «В мире науки» № 7/2005
[3] Журнал «Знание — сила» № 11/2001
