Մնացորդային ճառագայթում

Վիքիպեդիայից՝ ազատ հանրագիտարանից

Մնացորդային ճառագայթում (ռելիկտային ճառագայթում, տիեզերական միկրոալիքային ֆոն, տիեզերական միկրոալիքային ֆոնային ճառագայթում), պրոտոնների և էլեկտրոնների ռեկոմբինացիայից հետո մնացած ջերմային ճառագայթում մեծ պայթյունի տիեզերագիտությունում։ Մնացորդային ճառագայթումը տիեզերական ֆոնային ճառագայթում է, որը հիմնարար դեր ունի տիեզերքի դիտարկման համար, քանի որ այն ամենածեր լույսն է տիեզերքում՝ թվագրված ռեկոմբինացիայի դարաշրջանով։ Ավանդական օպտիկական աստղադիտակներով դիտելիս միջաստղային և միջգալակտիկական տարածությունը (ֆոնը) ամբողջովին սև է թվում։ Սակայն բավականաչափ զգայուն ռադիոաստղադիտակը ցույց է տալիս թույլ ֆոնային, գրեթե իզոտրոպ ջերմություն, որը պայմանավորված չէ որևէ աստղով, գալակտիկայով կամ այլ օբյեկտով։ Այս ջերմությունն ամենաինտենսիվն է ռադիոսպեկտրի միկրոալիքային տիրույթում։ 1940-ականներին ամերիկացի ռադիոաստղագետներ Առնո Փենզիասի և Ռոբերտ Վիլսոնի[1][2] սկսած աշխատանքը պսակվեց մնացորդային ճառագայթման պատահական հայտնագործությամբ, ինչի համար նրանց 1978 թվականին Ֆիզիկայի Նոբելյան մրցանակ շնորհվեց։

Մնացորդային ճառագայթումը մեր տիեզերքում ամենածեր լույսի ակնթարթային լուսանկարն է՝ տպված երկնքում այն ժամանակ, երբ տիեզերքն ընդամենը 380 000 տարեկան էր։ Այն ցույց է տալիս ջերմաստիճանային չնչին ֆլուկտուացիաները, որոնք համապատասխանում են թեթևակի տարբեր խտություններով տիրույթների և ներկայացնում է ապագա բոլոր կառւոցվածքային սաղմերը՝ ներկայիս աստղերն ու գալակտիկաները[3]։

Մնացորդային ճառագայթումը բացատրվում է որպես տիեզերքի զարգացման վաղ փուլից մնացած ճառագայթում, իսկ դրա բացահայտումը մեծ պայթյունի տիեզերական մոդելի ուղենշային թեստն է։ Աստղերի և մոլորակների ձևավորումից առաջ, երբ տիեզերքը երիտասարդ էր, նաև ավելի խիտ էր, ավելի տաք և լցված էր ջրածնային պլազմայի հրաշեկ տաքությամբ։ Տիեզերքի ընդարձակվելուն զուգընթաց պլազման և ճառագայթումը սկսեցին սառչել։ Երբ տիեզերքը բավականաչափ հովացավ, պրոտոնները և էլեկտրոնները միավորվեցին՝ ձևավորվելով ջրածնի չեզոք ատոմներ։ Այս ատոմներն այլևս չէին կարող կլանել ջերմային ճառագայթումը, և տիեզերքը դարձավ թափանցիկ[4]։ Տիեզերագետները դիմում են այն ժամանակներին, որբ չեզոք ատոմներն առաջին անգամ ձևավորվում են ռեկոմբինացիայի դարաշրջանում, և դրան հետևող իրադարձություններին, երբ ֆոտոնները սկսում են ազատ տարածվել՝ անընդհատ պլազմային էլեկտրոնների և պրոտոնների վրա ցրվելու փոխարեն (ֆոտոնային վերազույգավորում)։ Այդ ժամանակ գոյություն ունեցող ֆոտոնները մինչ օրս տարածվում են՝ էներգիա կորցնելով, քանի որ տիեզերքի ընդարձակման հետևանքով նրանց ալիքի երկարությունը աճում է ժամանակի ընթացքում (ըստ Պլանկի ճառագայթման, ալիքի երկարությունը հակադարձ համեմատական է էներգիային)։ «Մնացորդային ճառագայթում» անվանումը պայմանավորված է սրանով։

Մնացորդային ճառագայթման ճշգրիտ չափումները կարևորագույն նշանակություն ունեն տիեզերագիտության համար, քանի որ տիեզերքի ցանկացած մոդել պետք է բացատրի այս ճառագայթումը։ 2,72548 ±0,00057 Կ ջերմաստիճանում մնացորդային ճառագայթումն ունի ջերմային սև մարմնի սպեկտր[5]։ dEν/dν էներգետիկ պայծառության առավելագույն արժեքը 160,2 ԳՀց-ում է՝ միկրոալիքային հաճախային տիրույթում։ (Եթե էներգետիկ պայծառությունը սահմանվում է որպես dEλ/dλ, ապա առավելագույն ալիքի երկարությունը 1,871  մմ է)։ Ջերմությունը գրեթե համասեռ է բոլոր ուղղություններով, սակայն չնչին տատանումները ցույց են տալիս թեթև անիզոտրոպություն, ինչը սպասվում էր լավ համասեռությամբ բաշխված տաք գազից, որն ընդարձակվում է տիեզերքի ներկայիս չափերով։ Մասնավորապես, տարբեր անկյուններով երկնային դիտարկումները փոքր անիզոտրոպություն են ցույց տալիս, ինչը փոփոխվում է դիտարկվող տիրույթի չափերի հետ։ Դրանք մանրամասնորեն չափվել են, և համապատասխանում են սպասումներին, եթե շատ փոքր տարածությունում նյութի քվանտային ֆլուկտուացիաների հետևանքով առաջացած փոքր ջերմային շեղումները ընդարձակվում են մինչև տեսանելի տիեզերքի չափերը, որ տեսնում ենք այսօր։ Սա շատ ակտիվ ուսումնասիրությունների դաշտ է նոր տվյալներ և սկզբնական պայմանների ավելի լավ բացատրություններ փնտրող գիտնականների համար։ Չնայած սև մարմնի ճառագայթման սպեկտր ունեցող պրոցեսները շատ տարբեր կարող են լինել, մեծ պայթյունից բացի ոչ մի մոդել դեռ չի բացատրել ֆլուկտուացիաները։ Արդյունքում տիեզերագետների մեծ մասը համարում է, որ տիեզերքի մեծ պայթյունի մոդելը ամենալավն է բացատրում մնացորդային ճառագայթումը։

Տեսանելի տիեզերքի համասեռության մեծ աստիճանը և չնայած թույլ, բայց չափելի անհամասեռությունը ընդհանրապես նպաստավոր է մեծ պայթյունի մոդելի և մասնավորապես՝ լամբդա սառը մութ նյութի մոդելի համար։ Ավելին, ֆլուկտուացիաները կոհերենտ են այն անկյունային մասշտաբներում, որոնք ավելի մեծ են, քան տեսանելի տիեզերագիտական հորիզոնը ռեկոմբինացիայի ժամանակ։ Այսպիսի կոհերենտությունը նշանակում է, որ տվյալ մոդելի պարամետրերը պետք է չափազանց ճշգրտությամբ ընտրվեն՝ համապատասխանելու համար դիտարկումներին, կամ էլ կառաջանա տիեզերական ինֆլյացիա[6][7]։

Հատկություններ[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Մնացորդային ճառագայթման սպեկտրի գրաֆիկը ըստ COBE-ի (անգլ․ Cosmic Background Explorer) չափումների։ Բնության մեջ ամենաճշգրիտ չափված սև մարմնի սպեկտրն է[8]։ Չափման ստանդարտ սխալը շատ փոքր է, և հնարավոր չէ դիտարկվող տվյալներն առանձնացնել տեսական կորից։

Մնացորդային ճառագայթումը համասեռ սև մարմնային ջերմային էներգիայի ճառագայթում է, որը գալիս է երկնքի բոլոր կողմերից։ Ճառագայթումն իզոտրոպ է. միջին քառակուսային շեղումն ընդամենը 18 մկԿ է[9], եթե հանենք Դոպլերի շեղումով պայմանավորված դիպոլային անիզոտրոպությունը։

Տիեզերքի ձևավորման մեծ պայթյունի մոդելը՝ ինֆլյացիոն տիեզերագիտությունը կանխատեսում է, որ մոտ 10−37 վայրկյան անց[10] սկսվել է տիեզերքի էքսպոնենցիալ աճը, որով հավասարեցվում են գրեթե բոլոր անհամասեռությունները։ Մնացած անհամասեռությունները պայմանավորված են ինֆլյացիոն էֆեկտներով առաջացած քվանտային ֆլուկտուացիաներով[11]։ 10−6 վայրկյան անց վաղ տիեզերքը կազմված էր ֆոտոնների, էլեկտրոնների և բարիոնների տաք, փոխազդող պլազմայից։ Տիեզերքի ընդարձակվելու ընթացքում ադիաբատ սառեցման պատճառով պլազմայի էներգիայի խտությունը նվազում է այնքան, որ էլեկտրոնները կարողանում են միավորվել պրոտոնների հետ՝ ձևավորվելով ջրածնի ատոմներ։ Այսպիսի ռեկոմբինացիան (վերամիավորումը) տեղի է ունենում մոտ 3000 Կ ջերմաստիճանում, կամ երբ տիեզերքը մոտավորապես 379,000  տարեկան էր[12]։ Պրոտոններն արդեն չեն փոխազդում նոր ձևավորված, էլեկտրականապես չեզոք ատոմների հետ և սկսում են ազատ ճամփորդել տարածության մեջ՝ պատճառ դառնալով նյութի և ճառագայթման վերազույգավորման (անգլ․ decoupling)[13]։

Վերազույգավորված ֆոտոնների համույթի գունային ջերմաստիճանը շարունակում է նվազել․ այժմ այն 2,7260 ±0,0013Կ-ից ցածր է[5], և կշարունակի նվազել տիեզերքի ընդարձակվելուն զուգընթաց։ Ճառագայթման ինտենսիվությունը նույնպես համապատասխանում է սև մարմնի ճառագայթմանը 2,726 Կ ջերմաստիճանում, քանի որ կարմիր շեղումով սևմարմնային ճառագայթումը նման է սևմարմնային ճառագայթմանն ավելի ցածր ջերմաստիճանում։ Համաձայն մեծ պայթյունի մոդելի, երկնքից եկող ճառագայթումը, որն այսօր չափում ենք, գալիս է սֆերիկ մակերևույթից, որը կոչվում է «վերջին ցրման մակերևույթ»։ Դրանով է ներկայացվում տարածության այնպիսի տիրույթների համախումբը, որոնցում կարող է տեղի ունենալ վերազույգավորման իրադարձությունը[14], իսկ ժամանակային կետն այնպիսին է, որ այդ հեռավորությունից եկող ֆոտոնները հենց նոր հասել են դիտորդին։ Տիեզերքի ճառագայթման էներգիայի առավելագույն մասը մնացորդային ճառագայթումն է[15], որը տիեզերքի ընդհանուր խտության մոտ 6 ×10−5 մասն է[16]։

Մեծ պայթյունի տեսության երկու ամենամեծ հաջողությունները գրեթե կատարյալ սևմարմնային սպեկտրի կանխատեսումն է և մնացորդային ճառագայթման անիզոտրոպությունների մանրամասն կանխատեսումը։ Մնացորդային ճառագայթման սպեկտրը բնության մեջ ամենաճշգրիտ չափված սևմարմնային սպեկտրն է[8]։

Մնացորդային ճառագայթման էներգիայի խտությունը 0,25 էՎ/սմ3 է[17] (4,005 ×10−14 Ջ/մ3) կամ (400–500 ֆոտոն/սմ3[18]

Ծանոթագրություններ[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

  1. Penzias A. A., Wilson R. W. (1965)։ «A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s»։ The Astrophysical Journal 142 (1): 419–421։ Bibcode:1965ApJ...142..419P։ doi:10.1086/148307 
  2. Smoot Group (մարտի 28, 1996)։ «The Cosmic Microwave Background Radiation»։ Lawrence Berkeley Lab։ Վերցված է 2008-12-11 
  3. «Planck reveals an almost perfect Universe»։ Max Planck Gesellschaft։ մարտի 21, 2013։ Վերցված է 2013-06-03 
  4. Կաղապար:Cite serial
  5. 5,0 5,1 Fixsen D. J. (2009)։ «The Temperature of the Cosmic Microwave Background»։ The Astrophysical Journal 707 (2): 916–920։ arXiv:0911.1955։ Bibcode:2009ApJ...707..916F։ doi:10.1088/0004-637X/707/2/916 
  6. Dodelson S. (2003)։ «Coherent Phase Argument for Inflation»։ AIP Conference Proceedings 689: 184–196։ arXiv:hep-ph/0309057։ Bibcode:2003AIPC..689..184D։ doi:10.1063/1.1627736 
  7. Baumann D. (2011)։ «The Physics of Inflation»։ University of Cambridge։ Վերցված է 2015-05-09 
  8. 8,0 8,1 White M. (1999)։ «Anisotropies in the CMB»։ Proceedings of the Los Angeles Meeting, DPF 99։ UCLA]arxiv=astro-ph/9903232։ Bibcode:1999dpf..conf.....W 
  9. Wright, E.L. (2004). «Theoretical Overview of Cosmic Microwave Background Anisotropy». in W. L. Freedman. Measuring and Modeling the Universe. Carnegie Observatories Astrophysics Series. Cambridge University Press. էջ 291. ISBN 0-521-75576-X. 
  10. Guth, A. H. (1998). The Inflationary Universe: The Quest for a New Theory of Cosmic Origins. Basic Books. էջ 186. ISBN 978-0201328400. OCLC 35701222. 
  11. Cirigliano D., de Vega H.J., Sanchez N. G. (2005)։ «Clarifying inflation models: The precise inflationary potential from effective field theory and the WMAP data»։ Physical Review D 71 (10): 77–115։ arXiv:astro-ph/0412634։ Bibcode:2005PhRvD..71j3518C։ doi:10.1103/PhysRevD.71.103518 
  12. Abbott B. (2007)։ «Microwave (WMAP) All-Sky Survey»։ Hayden Planetarium։ Վերցված է 2008-01-13 
  13. Gawiser E., Silk J. (2000)։ «The cosmic microwave background radiation»։ Physics Reports։ 333–334: 245–267։ arXiv:astro-ph/0002044։ Bibcode:2000PhR...333..245G։ doi:10.1016/S0370-1573(00)00025-9 
  14. Smoot G. F. (2006)։ «Cosmic Microwave Background Radiation Anisotropies: Their Discovery and Utilization»։ Nobel Lecture։ Nobel Foundation։ Վերցված է 2008-12-22 
  15. Hobson, M.P.; Efstathiou, G.; Lasenby, A.N. (2006). General Relativity: An Introduction for Physicists. Cambridge University Press. էջեր 388. ISBN 0-521-82951-8. 
  16. Unsöld, A.; Bodo, B. (2002). The New Cosmos, An Introduction to Astronomy and Astrophysics (5th տպ.). Springer–Verlag. էջ 485. ISBN 3-540-67877-8. 
  17. Confrontation of Cosmological Theories with Observational Data, M. S. Longair, page 144
  18. Cosmology II: The thermal history of the Universe, Ruth Durrer