ब्रह्मांडीय विद्युत चुम्बकीय विकिरण आकाश के सभी ओर से लगभग समान तीव्रता के साथ पृथ्वी पर आ रहा है और लगभग 3 K (पूर्ण केल्विन पैमाने पर 3 डिग्री, जो 270 डिग्री सेल्सियस से मेल खाता है) के तापमान पर काले शरीर के विकिरण की एक स्पेक्ट्रम विशेषता रखता है। इस तापमान पर, विकिरण का मुख्य हिस्सा सेंटीमीटर और मिलीमीटर रेंज में रेडियो तरंगों से आता है। कॉस्मिक माइक्रोवेव पृष्ठभूमि विकिरण का ऊर्जा घनत्व 0.25 eV/cm 3 है।

प्रायोगिक रेडियो खगोलशास्त्री इस विकिरण को "कॉस्मिक माइक्रोवेव बैकग्राउंड" (सीएमबी) कहना पसंद करते हैं। सैद्धांतिक खगोलभौतिकीविद् अक्सर इसे "अवशेष विकिरण" कहते हैं (यह शब्द रूसी खगोलभौतिकीविद् आई.एस. शक्लोव्स्की द्वारा प्रस्तावित किया गया था), क्योंकि, आज के गर्म ब्रह्मांड के आम तौर पर स्वीकृत सिद्धांत के ढांचे के भीतर, यह विकिरण हमारे विस्तार के प्रारंभिक चरण में उत्पन्न हुआ था। दुनिया, जब इसका मामला लगभग सजातीय और बहुत गर्म था। कभी-कभी वैज्ञानिक और लोकप्रिय साहित्य में आप "तीन-डिग्री ब्रह्मांडीय विकिरण" शब्द भी पा सकते हैं। नीचे हम इस विकिरण को "अवशेष विकिरण" कहेंगे।

1965 में कॉस्मिक माइक्रोवेव पृष्ठभूमि विकिरण की खोज ब्रह्मांड विज्ञान के लिए बहुत महत्वपूर्ण थी; यह 20वीं सदी के प्राकृतिक विज्ञान की सबसे महत्वपूर्ण उपलब्धियों में से एक बन गई। और, निस्संदेह, आकाशगंगाओं के स्पेक्ट्रा में रेडशिफ्ट की खोज के बाद ब्रह्मांड विज्ञान के लिए सबसे महत्वपूर्ण। कमजोर अवशेष विकिरण हमें हमारे ब्रह्मांड के अस्तित्व के पहले क्षणों के बारे में जानकारी देता है, उस दूर के युग के बारे में जब पूरा ब्रह्मांड गर्म था और इसमें कोई ग्रह, कोई तारा, कोई आकाशगंगा मौजूद नहीं थी। हाल के वर्षों में भू-आधारित, समतापमंडलीय और अंतरिक्ष वेधशालाओं का उपयोग करके किए गए इस विकिरण के विस्तृत माप से ब्रह्मांड के जन्म के रहस्य पर से पर्दा उठ गया है।

ज़ेल्डोविच हां.बी., नोविकोव आई.डी. ब्रह्मांड की संरचना और विकास. एम., 1975
ब्रह्माण्ड विज्ञान: सिद्धांत और अवलोकन. एम., 1978
वेनबर्ग एस. पहले तीन मिनट. ब्रह्माण्ड की उत्पत्ति का आधुनिक दृष्टिकोण. एम., 1981
सिल्क जे. महा विस्फोट। ब्रह्मांड का जन्म और विकास. एम., 1982
सुन्याएव आर.ए. माइक्रोवेव पृष्ठभूमि विकिरण. पुस्तक में: अंतरिक्ष का भौतिकी: एक छोटा विश्वकोश। एम., 1986
डोलगोव ए.डी., ज़ेल्डोविच वाई.बी., सज़हिन एम.वी. प्रारंभिक ब्रह्मांड का ब्रह्मांड विज्ञान. एम., 1988
नोविकोव आई.डी. ब्रह्मांड का विकास. एम., 1990

खोजो " सीएमबी विकिरण" पर

"अवशेष" विकिरण क्या दर्शाता है?

कॉस्मिक बैकग्राउंड रेडिएशन को बैकग्राउंड कॉस्मिक रेडिएशन कहा जाता है, जिसका स्पेक्ट्रम लगभग 3 डिग्री केल्विन तापमान वाले पूरी तरह से काले शरीर के स्पेक्ट्रम से मेल खाता है। यह विकिरण कई मिलीमीटर से लेकर दसियों सेंटीमीटर तक की तरंग दैर्ध्य पर देखा जाता है; यह व्यावहारिक रूप से आइसोट्रोपिक है। कॉस्मिक माइक्रोवेव पृष्ठभूमि विकिरण की खोज गर्म ब्रह्मांड के सिद्धांत की एक निर्णायक पुष्टि थी, जिसके अनुसार अतीत में ब्रह्मांड में पदार्थ का घनत्व अब की तुलना में बहुत अधिक था और तापमान बहुत अधिक था। आज दर्ज किया गया अवशेष विकिरण लंबे समय से चली आ रही घटनाओं के बारे में जानकारी है, जब ब्रह्मांड की आयु केवल 300-500 हजार वर्ष थी, और घनत्व लगभग 1000 परमाणु प्रति घन सेंटीमीटर था। यह तब था जब आदिम ब्रह्मांड का तापमान लगभग 3000 डिग्री केल्विन तक गिर गया, प्राथमिक कणों ने हाइड्रोजन और हीलियम परमाणुओं का निर्माण किया, और मुक्त इलेक्ट्रॉनों के अचानक गायब होने से विकिरण हुआ जिसे आज हम कॉस्मिक माइक्रोवेव बैकग्राउंड कहते हैं।

सीएमबी विकिरण

एक्स्ट्रागैलेक्टिक माइक्रोवेव पृष्ठभूमि विकिरण 500 मेगाहर्ट्ज से 500 गीगाहर्ट्ज तक की आवृत्ति रेंज में होता है, जो 60 सेमी से 0.6 मिमी तक की तरंग दैर्ध्य के अनुरूप होता है। यह पृष्ठभूमि विकिरण आकाशगंगाओं, क्वासर और अन्य वस्तुओं के निर्माण से पहले ब्रह्मांड में हुई प्रक्रियाओं के बारे में जानकारी देता है। इस विकिरण, जिसे कॉस्मिक माइक्रोवेव बैकग्राउंड रेडिएशन कहा जाता है, की खोज 1965 में की गई थी, हालाँकि इसकी भविष्यवाणी 40 के दशक में जॉर्ज गामो ने की थी और दशकों से खगोलविदों द्वारा इसका अध्ययन किया गया है।

विस्तारित ब्रह्मांड में, पदार्थ का औसत घनत्व समय पर निर्भर करता है - अतीत में यह अधिक था। हालाँकि, विस्तार के दौरान, न केवल घनत्व, बल्कि पदार्थ की तापीय ऊर्जा भी बदल जाती है, जिसका अर्थ है कि विस्तार के प्रारंभिक चरण में ब्रह्मांड न केवल घना था, बल्कि गर्म भी था। परिणामस्वरूप, हमारे समय में अवशिष्ट विकिरण होना चाहिए, जिसका स्पेक्ट्रम बिल्कुल ठोस शरीर के स्पेक्ट्रम के समान हो, और यह विकिरण अत्यधिक आइसोट्रोपिक होना चाहिए। 1964 में, ए.ए. पेनज़ियास और आर. विल्सन ने एक संवेदनशील रेडियो एंटीना का परीक्षण करते हुए, बहुत कमजोर पृष्ठभूमि माइक्रोवेव विकिरण की खोज की, जिससे वे किसी भी तरह से छुटकारा नहीं पा सके। इसका तापमान 2.73 K निकला, जो अनुमानित मान के करीब है। आइसोट्रॉपी प्रयोगों से यह पता चला कि माइक्रोवेव पृष्ठभूमि विकिरण का स्रोत आकाशगंगा के अंदर स्थित नहीं हो सकता है, तब से आकाशगंगा के केंद्र की ओर विकिरण की सांद्रता देखी जानी चाहिए। विकिरण का स्रोत सौर मंडल के अंदर स्थित नहीं हो सका, क्योंकि विकिरण की तीव्रता में दैनिक भिन्नता होगी। इस वजह से, इस पृष्ठभूमि विकिरण की एक्स्ट्रागैलेक्टिक प्रकृति के बारे में एक निष्कर्ष निकाला गया। इस प्रकार, एक गर्म ब्रह्मांड की परिकल्पना को एक अवलोकन आधार प्राप्त हुआ।

ब्रह्मांडीय माइक्रोवेव पृष्ठभूमि विकिरण की प्रकृति को समझने के लिए, ब्रह्मांड के विस्तार के शुरुआती चरणों में हुई प्रक्रियाओं की ओर मुड़ना आवश्यक है। आइए विचार करें कि विस्तार प्रक्रिया के दौरान ब्रह्मांड में भौतिक स्थितियां कैसे बदल गईं।

अब प्रत्येक घन सेंटीमीटर स्थान में लगभग 500 अवशेष फोटॉन होते हैं, और प्रति आयतन में बहुत कम पदार्थ होता है। चूँकि विस्तार के दौरान फोटॉन की संख्या और बेरिऑन की संख्या का अनुपात बना रहता है, लेकिन ब्रह्मांड के विस्तार के दौरान फोटॉन की ऊर्जा लाल बदलाव के कारण समय के साथ कम हो जाती है, हम यह निष्कर्ष निकाल सकते हैं कि अतीत में किसी समय ऊर्जा विकिरण का घनत्व पदार्थ के कणों के ऊर्जा घनत्व से अधिक था। इस समय को ब्रह्माण्ड के विकास में विकिरण चरण कहा जाता है। विकिरण चरण की विशेषता पदार्थ और विकिरण के तापमान की समानता थी। उस समय, विकिरण ने ब्रह्मांड के विस्तार की प्रकृति को पूरी तरह से निर्धारित किया। ब्रह्मांड का विस्तार शुरू होने के लगभग दस लाख साल बाद, तापमान कई हजार डिग्री तक गिर गया और इलेक्ट्रॉनों का पुनर्संयोजन, जो पहले मुक्त कण थे, प्रोटॉन और हीलियम नाभिक के साथ हुआ, यानी। परमाणुओं का निर्माण. ब्रह्माण्ड विकिरण के प्रति पारदर्शी हो गया है, और यह वह विकिरण है जिसे अब हम अवशिष्ट विकिरण का पता लगाते हैं और कहते हैं। सच है, उस समय से, ब्रह्मांड के विस्तार के कारण, फोटॉन ने अपनी ऊर्जा लगभग 100 गुना कम कर दी है। आलंकारिक रूप से बोलते हुए, ब्रह्मांडीय माइक्रोवेव पृष्ठभूमि क्वांटा ने पुनर्संयोजन के युग को "छाप" दिया और सुदूर अतीत के बारे में प्रत्यक्ष जानकारी ली।

पुनर्संयोजन के बाद, विकिरण की परवाह किए बिना पदार्थ पहली बार स्वतंत्र रूप से विकसित होना शुरू हुआ और इसमें घनत्व दिखाई देने लगा - भविष्य की आकाशगंगाओं और उनके समूहों के भ्रूण। यही कारण है कि ब्रह्मांडीय माइक्रोवेव पृष्ठभूमि विकिरण के गुणों - इसके स्पेक्ट्रम और स्थानिक उतार-चढ़ाव - का अध्ययन करने के प्रयोग वैज्ञानिकों के लिए बहुत महत्वपूर्ण हैं। उनके प्रयास व्यर्थ नहीं गए: 90 के दशक की शुरुआत में। रूसी अंतरिक्ष प्रयोग रिलीक्ट-2 और अमेरिकी कोबे ने आकाश के पड़ोसी क्षेत्रों के ब्रह्मांडीय माइक्रोवेव पृष्ठभूमि विकिरण के तापमान में अंतर की खोज की, और औसत तापमान से विचलन केवल एक प्रतिशत का हजारवां हिस्सा है। ये तापमान भिन्नताएं पुनर्संयोजन युग के दौरान औसत मूल्य से पदार्थ के घनत्व के विचलन के बारे में जानकारी देती हैं। पुनर्संयोजन के बाद, ब्रह्मांड में पदार्थ लगभग समान रूप से वितरित किया गया था, और जहां घनत्व औसत से कम से कम थोड़ा ऊपर था, आकर्षण अधिक मजबूत था। यह घनत्व भिन्नताएं ही थीं जिसके कारण बाद में ब्रह्मांड में बड़े पैमाने पर संरचनाओं, आकाशगंगा समूहों और व्यक्तिगत आकाशगंगाओं का निर्माण हुआ। आधुनिक विचारों के अनुसार, पहली आकाशगंगाओं का निर्माण ऐसे युग में होना चाहिए था जो 4 से 8 तक लाल बदलावों से मेल खाता हो।

क्या पुनर्संयोजन से पहले के युग में और भी आगे देखने का मौका है? पुनर्संयोजन के क्षण तक, यह विद्युत चुम्बकीय विकिरण का दबाव था जिसने मुख्य रूप से गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र का निर्माण किया जिसने ब्रह्मांड के विस्तार को धीमा कर दिया। इस स्तर पर, विस्तार शुरू होने के बाद से बीते समय के वर्गमूल के विपरीत अनुपात में तापमान भिन्न होता है। आइए हम प्रारंभिक ब्रह्मांड के विस्तार के विभिन्न चरणों पर क्रमिक रूप से विचार करें।

लगभग 1013 केल्विन के तापमान पर, ब्रह्मांड में विभिन्न कणों और प्रतिकणों के जोड़े पैदा हुए और नष्ट हो गए: प्रोटॉन, न्यूट्रॉन, मेसॉन, इलेक्ट्रॉन, न्यूट्रिनो, आदि। जब तापमान 5*1012 K तक गिर गया, तो लगभग सभी प्रोटॉन और न्यूट्रॉन नष्ट हो गए। नष्ट हो गया, विकिरण क्वांटा में बदल गया; केवल वे ही बचे थे जिनके लिए "पर्याप्त नहीं" एंटीपार्टिकल्स थे। इन "अतिरिक्त" प्रोटॉन और न्यूट्रॉन से ही आधुनिक अवलोकनीय ब्रह्मांड का पदार्थ मुख्य रूप से निर्मित होता है।

टी = 2*1010 K पर, सभी-मर्मज्ञ न्यूट्रिनो ने पदार्थ के साथ बातचीत करना बंद कर दिया - उस क्षण से एक "अवशेष न्यूट्रिनो पृष्ठभूमि" बनी रहनी चाहिए थी, जिसे भविष्य के न्यूट्रिनो प्रयोगों के दौरान पता लगाया जा सकता है।

जो कुछ भी अभी चर्चा की गई है वह ब्रह्मांड के विस्तार शुरू होने के बाद पहले सेकंड में अति उच्च तापमान पर हुआ था। ब्रह्मांड के "जन्म" के कुछ सेकंड बाद, प्राथमिक न्यूक्लियोसिंथेसिस का युग शुरू हुआ, जब ड्यूटेरियम, हीलियम, लिथियम और बेरिलियम के नाभिक बने। यह लगभग तीन मिनट तक चला, और इसका मुख्य परिणाम हीलियम नाभिक (ब्रह्मांड में सभी पदार्थों के द्रव्यमान का 25%) का निर्माण था। शेष तत्व, हीलियम से भारी, पदार्थ का एक नगण्य हिस्सा बनाते हैं - लगभग 0.01%।

न्यूक्लियोसिंथेसिस के युग के बाद और पुनर्संयोजन के युग (लगभग 106 वर्ष) से ​​पहले, ब्रह्मांड का एक शांत विस्तार और शीतलन हुआ, और फिर - शुरुआत के सैकड़ों लाखों साल बाद - पहली आकाशगंगाएँ और तारे दिखाई दिए।

हाल के दशकों में, ब्रह्मांड विज्ञान और प्राथमिक कण भौतिकी के विकास ने सैद्धांतिक रूप से ब्रह्मांड के विस्तार की प्रारंभिक, "सुपरडेंस" अवधि पर विचार करना संभव बना दिया है। यह पता चलता है कि विस्तार की शुरुआत में, जब तापमान अविश्वसनीय रूप से उच्च (1028 K से अधिक) था, ब्रह्मांड एक विशेष स्थिति में हो सकता था जिसमें यह त्वरण के साथ विस्तारित हुआ, और प्रति इकाई आयतन ऊर्जा स्थिर रही। विस्तार की इस अवस्था को मुद्रास्फीतिकारी कहा गया। पदार्थ की ऐसी स्थिति एक ही स्थिति में संभव है - नकारात्मक दबाव। अत्यंत तीव्र मुद्रास्फीति विस्तार के चरण ने एक छोटी सी अवधि को कवर किया: यह लगभग 10-36 सेकेंड पर समाप्त हुआ। ऐसा माना जाता है कि पदार्थ के प्राथमिक कणों का वास्तविक "जन्म" जिस रूप में हम उन्हें अब जानते हैं वह मुद्रास्फीति चरण के अंत के ठीक बाद हुआ था और काल्पनिक क्षेत्र के क्षय के कारण हुआ था। इसके बाद जड़ता से ब्रह्माण्ड का विस्तार जारी रहा।

मुद्रास्फीतिकारी ब्रह्मांड परिकल्पना ब्रह्मांड विज्ञान में कई महत्वपूर्ण प्रश्नों का उत्तर देती है जिन्हें हाल तक अस्पष्ट विरोधाभास माना जाता था, विशेष रूप से ब्रह्मांड के विस्तार के कारण का प्रश्न। यदि अपने इतिहास में ब्रह्मांड वास्तव में एक ऐसे युग से गुजरा है जब भारी नकारात्मक दबाव था, तो गुरुत्वाकर्षण को अनिवार्य रूप से आकर्षण नहीं, बल्कि भौतिक कणों का पारस्परिक प्रतिकर्षण होना चाहिए था। और इसका मतलब यह है कि ब्रह्मांड का तेजी से, विस्फोटक तरीके से विस्तार होना शुरू हो गया। बेशक, मुद्रास्फीतिकारी ब्रह्मांड का मॉडल केवल एक परिकल्पना है: यहां तक ​​कि इसके प्रावधानों के अप्रत्यक्ष सत्यापन के लिए भी ऐसे उपकरणों की आवश्यकता होती है जो अभी तक नहीं बनाए गए हैं। हालाँकि, ब्रह्मांड के विकास के प्रारंभिक चरण में इसके त्वरित विस्तार का विचार आधुनिक ब्रह्मांड विज्ञान में मजबूती से प्रवेश कर चुका है।

प्रारंभिक ब्रह्मांड के बारे में बात करते हुए, हमें अचानक सबसे बड़े ब्रह्मांडीय पैमाने से माइक्रोवर्ल्ड के क्षेत्र में ले जाया जाता है, जिसे क्वांटम यांत्रिकी के नियमों द्वारा वर्णित किया गया है। प्राथमिक कणों और अति-उच्च ऊर्जाओं की भौतिकी ब्रह्मांड विज्ञान में विशाल खगोलीय प्रणालियों की भौतिकी के साथ घनिष्ठ रूप से जुड़ी हुई है। यहां सबसे बड़े और सबसे छोटे एक दूसरे से जुड़े हुए हैं। यह हमारी दुनिया की अद्भुत सुंदरता है, जो अप्रत्याशित संबंधों और गहरी एकता से भरी है।

पृथ्वी पर जीवन की अभिव्यक्तियाँ अत्यंत विविध हैं। पृथ्वी पर जीवन का प्रतिनिधित्व परमाणु और पूर्व-परमाणु, एकल और बहुकोशिकीय प्राणियों द्वारा किया जाता है; बहुकोशिकीय, बदले में, कवक, पौधों और जानवरों द्वारा दर्शाए जाते हैं। इनमें से कोई भी राज्य विभिन्न प्रकार, वर्गों, आदेशों, परिवारों, पीढ़ी, प्रजातियों, आबादी और व्यक्तियों को एकजुट करता है।

जीवित चीजों की सभी प्रतीत होने वाली अंतहीन विविधता में, जीवित चीजों के संगठन के कई अलग-अलग स्तरों को प्रतिष्ठित किया जा सकता है: आणविक, सेलुलर, ऊतक, अंग, ओटोजेनेटिक, जनसंख्या, प्रजाति, बायोजियोसेनोटिक, जीवमंडल। अध्ययन में आसानी के लिए सूचीबद्ध स्तरों पर प्रकाश डाला गया है। यदि हम मुख्य स्तरों की पहचान करने का प्रयास करते हैं, जो अध्ययन के स्तरों को नहीं बल्कि पृथ्वी पर जीवन के संगठन के स्तरों को दर्शाते हैं, तो ऐसी पहचान के लिए मुख्य मानदंड विशिष्ट प्राथमिक, अलग संरचनाओं और प्राथमिक घटनाओं की उपस्थिति होनी चाहिए। इस दृष्टिकोण के साथ, आणविक आनुवंशिक, ओटोजेनेटिक, जनसंख्या-प्रजाति और बायोजियोसेनोटिक स्तरों (एन.वी. टिमोफीव-रेसोव्स्की और अन्य) को अलग करना आवश्यक और पर्याप्त हो जाता है।

आणविक आनुवंशिक स्तर. इस स्तर का अध्ययन करते समय, जाहिरा तौर पर, बुनियादी अवधारणाओं की परिभाषा के साथ-साथ प्राथमिक संरचनाओं और घटनाओं की पहचान में सबसे बड़ी स्पष्टता हासिल की गई थी। आनुवंशिकता के गुणसूत्र सिद्धांत के विकास, उत्परिवर्तन प्रक्रिया के विश्लेषण और गुणसूत्रों, चरणों और वायरस की संरचना के अध्ययन से प्राथमिक आनुवंशिक संरचनाओं और संबंधित घटनाओं के संगठन की मुख्य विशेषताएं सामने आईं। यह ज्ञात है कि इस स्तर पर मुख्य संरचनाएं (पीढ़ी से पीढ़ी तक प्रेषित वंशानुगत जानकारी के कोड) डीएनए हैं जो लंबाई के आधार पर कोड तत्वों में विभेदित होते हैं - नाइट्रोजनस आधारों के ट्रिपल जो जीन बनाते हैं।

जीवन संगठन के इस स्तर पर जीन प्राथमिक इकाइयों का प्रतिनिधित्व करते हैं। जीन से जुड़ी मुख्य प्राथमिक घटनाओं को उनके स्थानीय संरचनात्मक परिवर्तन (उत्परिवर्तन) और उनमें संग्रहीत जानकारी का इंट्रासेल्युलर नियंत्रण प्रणालियों में स्थानांतरण माना जा सकता है।

एंजाइम डीएनए पोलीमरेज़ की भागीदारी के साथ डीएनए डबल हेलिक्स के हाइड्रोजन बांड को तोड़कर टेम्पलेट सिद्धांत के अनुसार कन्वेरिएंट रिडुप्लिकेशन होता है। फिर प्रत्येक स्ट्रैंड एक संबंधित स्ट्रैंड का निर्माण करता है, जिसके बाद नए स्ट्रैंड पूरक रूप से एक दूसरे से जुड़े होते हैं। पूरक स्ट्रैंड के पाइरीमिडीन और प्यूरीन आधार डीएनए पोलीमरेज़ द्वारा हाइड्रोजन बांड द्वारा एक साथ जुड़े रहते हैं। यह प्रक्रिया बहुत तेजी से की जाती है. इस प्रकार, एस्चेरिचिया कोली डीएनए की स्व-संयोजन, जिसमें लगभग 40 हजार न्यूक्लियोटाइड जोड़े शामिल हैं, के लिए केवल 100 एस की आवश्यकता होती है। आनुवंशिक जानकारी एमआरएनए अणुओं द्वारा नाभिक से साइटोप्लाज्म से राइबोसोम तक स्थानांतरित की जाती है और वहां प्रोटीन संश्लेषण में भाग लेती है। हजारों अमीनो एसिड युक्त प्रोटीन एक जीवित कोशिका में 5-6 मिनट में संश्लेषित होता है, और बैक्टीरिया में तेजी से।

मुख्य नियंत्रण प्रणालियाँ, कन्वेरिएंट रिडुप्लीकेशन के दौरान और इंट्रासेल्युलर सूचना हस्तांतरण के दौरान, "मैट्रिक्स सिद्धांत" का उपयोग करती हैं, अर्थात। वे मैट्रिक्स हैं जिनके बगल में संबंधित विशिष्ट मैक्रोमोलेक्यूल्स निर्मित होते हैं। वर्तमान में, न्यूक्लिक एसिड की संरचना में एम्बेडेड कोड, जो कोशिकाओं में विशिष्ट प्रोटीन संरचनाओं के संश्लेषण के लिए मैट्रिक्स के रूप में कार्य करता है, को सफलतापूर्वक समझा जा रहा है। मैट्रिक्स प्रतिलिपि के आधार पर दोहराव, न केवल आनुवंशिक मानदंड को संरक्षित करता है, बल्कि इससे विचलन भी करता है, अर्थात। उत्परिवर्तन (विकासवादी प्रक्रिया का आधार)। जीवन संगठन के अन्य सभी स्तरों पर होने वाली जीवन घटनाओं की स्पष्ट समझ के लिए आणविक आनुवंशिक स्तर का पर्याप्त सटीक ज्ञान एक आवश्यक शर्त है।

विद्युत चुम्बकीय स्पेक्ट्रम से संबंधित दिलचस्प खोजों में से एक है ब्रह्मांडीय माइक्रोवेव पृष्ठभूमि विकिरण. इसकी खोज दुर्घटनावश हुई थी, हालाँकि इसके अस्तित्व की संभावना की भविष्यवाणी की गई थी।

कॉस्मिक माइक्रोवेव पृष्ठभूमि विकिरण की खोज का इतिहास

कॉस्मिक माइक्रोवेव पृष्ठभूमि विकिरण की खोज का इतिहास 1964 में शुरू हुआ. अमेरिकी प्रयोगशाला कर्मचारी बेल फ़ोनकृत्रिम पृथ्वी उपग्रह का उपयोग करके एक संचार प्रणाली विकसित की। इस प्रणाली को 7.5 सेंटीमीटर लंबी तरंगों पर काम करना था। उपग्रह रेडियो संचार के संबंध में ऐसी छोटी तरंगों के कुछ फायदे हैं, लेकिन अर्नो पेन्ज़ियासऔर रॉबर्ट विल्सनकिसी ने भी इस समस्या का समाधान नहीं किया. वे इस क्षेत्र में अग्रणी थे और उन्हें यह सुनिश्चित करना था कि समान तरंग दैर्ध्य पर कोई मजबूत हस्तक्षेप न हो, या दूरसंचार कर्मचारियों को इस तरह के हस्तक्षेप के बारे में पहले से पता हो। उस समय यह माना जाता था कि अंतरिक्ष से आने वाली रेडियो तरंगों का स्रोत बिंदु वस्तुएँ ही हो सकती हैं रेडियो आकाशगंगाएँया सितारे. रेडियो तरंगों के स्रोत. वैज्ञानिकों के पास एक असाधारण सटीक रिसीवर और एक घूमने वाला हॉर्न एंटीना था। उनकी मदद से, वैज्ञानिक पूरे आकाश को उसी तरह से सुन सकते हैं जैसे एक डॉक्टर स्टेथोस्कोप के साथ मरीज की छाती को सुनता है।

प्राकृतिक स्रोत संकेत

और जैसे ही ऐन्टेना को आकाश में किसी एक बिंदु पर इंगित किया गया, एक घुमावदार रेखा ऑसिलोस्कोप स्क्रीन पर नाचने लगी। ठेठ प्राकृतिक स्रोत संकेत. विशेषज्ञ शायद अपनी किस्मत से आश्चर्यचकित थे: पहले मापे गए बिंदु पर रेडियो उत्सर्जन का एक स्रोत था! लेकिन इससे कोई फर्क नहीं पड़ता कि उन्होंने अपना एंटीना कहां लगाया, प्रभाव वही रहा। वैज्ञानिकों ने उपकरण की बार-बार जाँच की, लेकिन यह सही क्रम में था। और अंततः उन्हें एहसास हुआ कि उन्होंने पहले से अज्ञात एक प्राकृतिक घटना की खोज की है: संपूर्ण ब्रह्मांड सेंटीमीटर लंबाई की रेडियो तरंगों से भरा हुआ प्रतीत होता था. यदि हम रेडियो तरंगें देख सकें, तो आकाश हमें किनारे से किनारे तक चमकता हुआ दिखाई देगा।
ब्रह्मांड की रेडियो तरंगें. पेनज़ियास और विल्सन की खोज प्रकाशित हुई। और न केवल वे, बल्कि कई अन्य देशों के वैज्ञानिकों ने रहस्यमय रेडियो तरंगों के स्रोतों की खोज शुरू कर दी, जो इस उद्देश्य के लिए अनुकूलित सभी एंटेना और रिसीवर द्वारा उठाए गए थे, चाहे वे कहीं भी हों और चाहे आकाश में किसी भी बिंदु पर उनका लक्ष्य हो। , और किसी भी बिंदु पर 7.5 सेंटीमीटर तरंगदैर्घ्य पर रेडियो उत्सर्जन की तीव्रता बिल्कुल समान थी, यह पूरे आकाश में समान रूप से फैली हुई प्रतीत होती थी।

वैज्ञानिकों द्वारा सीएमबी विकिरण की गणना

सोवियत वैज्ञानिक ए. जी. डोरोशकेविच और आई. डी. नोविकोव, जिन्होंने भविष्यवाणी की थी ब्रह्मांडीय माइक्रोवेव पृष्ठभूमि विकिरणखुलने से पहले, जटिल गणनाएँ कीं. उन्होंने हमारे ब्रह्मांड में उपलब्ध विकिरण के सभी स्रोतों को ध्यान में रखा, और यह भी ध्यान में रखा कि समय के साथ कुछ वस्तुओं का विकिरण कैसे बदल गया। और यह पता चला कि सेंटीमीटर तरंगों के क्षेत्र में ये सभी विकिरण न्यूनतम हैं और इसलिए, किसी भी तरह से पता चला आकाश चमक के लिए ज़िम्मेदार नहीं हैं। इस बीच, आगे की गणना से पता चला कि धब्बा विकिरण का घनत्व बहुत अधिक है। यहां ब्रह्मांड में सभी पदार्थों के द्रव्यमान के साथ फोटॉन जेली (जिसे वैज्ञानिक रहस्यमय विकिरण कहते हैं) की तुलना की गई है। यदि सभी दृश्य आकाशगंगाओं का सारा पदार्थ ब्रह्मांड के संपूर्ण अंतरिक्ष में समान रूप से "फैला" है, तो प्रति तीन घन मीटर अंतरिक्ष में केवल एक हाइड्रोजन परमाणु होगा (सरलता के लिए, हम तारों के सभी पदार्थों को हाइड्रोजन मानेंगे) ). और साथ ही, वास्तविक स्थान के प्रत्येक घन सेंटीमीटर में लगभग 500 फोटॉन विकिरण होते हैं। बहुत कुछ, भले ही हम पदार्थ और विकिरण की इकाइयों की संख्या की तुलना न करें, बल्कि सीधे उनके द्रव्यमान की तुलना करें। इतना तीव्र विकिरण कहाँ से आया? एक समय में सोवियत वैज्ञानिक ए. ए. फ्रीडमैन ने आइंस्टीन के प्रसिद्ध समीकरणों को सुलझाते हुए यह खोज की थी हमारा ब्रह्माण्ड निरंतर विस्तार में है. इस बात की पुष्टि जल्द ही मिल गई. अमेरिकी ई. हबल ने खोज की आकाशगंगा मंदी की घटना. इस घटना को अतीत में विस्तारित करके, हम उस क्षण की गणना कर सकते हैं जब ब्रह्मांड का सारा पदार्थ बहुत कम मात्रा में था और इसका घनत्व अब की तुलना में अतुलनीय रूप से अधिक था। ब्रह्मांड के विस्तार के दौरान, प्रत्येक क्वांटम की तरंग दैर्ध्य ब्रह्मांड के विस्तार के अनुपात में बढ़ जाती है; इस मामले में, क्वांटम "ठंडा" लगता है - आखिरकार, क्वांटम की तरंग दैर्ध्य जितनी कम होगी, वह उतना ही "गर्म" होगा। आज के सेंटीमीटर-स्केल विकिरण का चमक तापमान लगभग 3 डिग्री पूर्ण केल्विन है। और दस अरब साल पहले, जब ब्रह्मांड अतुलनीय रूप से छोटा था और इसके पदार्थ का घनत्व बहुत अधिक था, इन क्वांटा का तापमान लगभग 10 अरब डिग्री था। तब से, हमारा ब्रह्मांड लगातार ठंडा होने वाले विकिरण के क्वांटा से "दफन" हो गया है। यही कारण है कि पूरे ब्रह्मांड में सेंटीमीटर रेडियो उत्सर्जन "स्मीयर" को कॉस्मिक माइक्रोवेव पृष्ठभूमि विकिरण कहा जाता है। अवशेष, जैसा कि आप जानते हैं, सबसे प्राचीन जानवरों और पौधों के अवशेषों के नाम हैं जो आज तक जीवित हैं। सेंटीमीटर विकिरण की मात्रा निश्चित रूप से सभी संभावित अवशेषों में सबसे प्राचीन है। आख़िरकार, उनका गठन हमसे लगभग 15 अरब वर्ष दूर के युग से हुआ है।

ब्रह्मांड के बारे में ज्ञान ने ब्रह्मांडीय माइक्रोवेव पृष्ठभूमि विकिरण लाया

शून्य क्षण में पदार्थ कैसा था, इसके बारे में लगभग कुछ भी नहीं कहा जा सकता, जब इसका घनत्व असीम रूप से बड़ा था। लेकिन जो घटनाएँ और प्रक्रियाएँ घटित हुईं ब्रह्मांड, उसके जन्म के ठीक एक सेकंड बाद और उससे भी पहले, 10 ~ 8 सेकंड तक, वैज्ञानिक पहले से ही काफी अच्छी तरह से कल्पना करते हैं। इसके बारे में सटीक जानकारी दी गई ब्रह्मांडीय माइक्रोवेव पृष्ठभूमि विकिरण. तो, शून्य क्षण के बाद से एक सेकंड बीत चुका है। हमारे ब्रह्मांड के पदार्थ का तापमान 10 अरब डिग्री था और इसमें एक प्रकार का "दलिया" शामिल था। अवशेष क्वांटा, इलेक्ट्रोड, पॉज़िट्रॉन, न्यूट्रिनो और एंटीन्यूट्रिनो . "दलिया" का घनत्व बहुत बड़ा था - एक टन प्रति घन सेंटीमीटर से अधिक। ऐसी "भीड़ भरी परिस्थितियों" में, इलेक्ट्रॉनों के साथ न्यूट्रॉन और पॉज़िट्रॉन की टक्कर लगातार होती रही, प्रोटॉन न्यूट्रॉन में बदल गए और इसके विपरीत। लेकिन सबसे अधिक यहाँ क्वांटा थे - न्यूट्रॉन और प्रोटॉन से 100 मिलियन गुना अधिक। निःसंदेह, ऐसे घनत्व और तापमान पर, पदार्थ का कोई भी जटिल नाभिक मौजूद नहीं हो सकता: यहां उनका क्षय नहीं हुआ। सौ सेकंड बीत गए. ब्रह्माण्ड का विस्तार जारी रहा, इसका घनत्व लगातार कम होता गया और इसका तापमान गिरता गया। पॉज़िट्रॉन लगभग गायब हो गए, न्यूट्रॉन प्रोटॉन में बदल गए। हाइड्रोजन और हीलियम के परमाणु नाभिक का निर्माण शुरू हुआ। वैज्ञानिकों द्वारा की गई गणना से पता चलता है कि 30 प्रतिशत न्यूट्रॉन मिलकर हीलियम नाभिक बन गए, जबकि उनमें से 70 प्रतिशत अकेले रह गए और हाइड्रोजन नाभिक बन गए। इन प्रतिक्रियाओं के दौरान, नए क्वांटा सामने आए, लेकिन उनकी संख्या की तुलना अब मूल क्वांटा से नहीं की जा सकती, इसलिए हम मान सकते हैं कि यह बिल्कुल भी नहीं बदला। ब्रह्माण्ड का विस्तार जारी रहा। "दलिया" का घनत्व, जो शुरुआत में प्रकृति द्वारा इतनी तेजी से बनाया गया था, रैखिक दूरी के घन के अनुपात में कम हो गया। साल, सदियाँ, सहस्राब्दियाँ बीत गईं। 3 मिलियन वर्ष बीत चुके हैं। इस क्षण तक "दलिया" का तापमान 3-4 हजार डिग्री तक गिर गया था, पदार्थ का घनत्व भी आज हम जो जानते हैं उसके करीब पहुंच गया था, लेकिन पदार्थ के गुच्छे जिनसे तारे और आकाशगंगाएँ बन सकते थे, अभी तक उत्पन्न नहीं हो सके हैं। उस समय विकिरण का दबाव बहुत अधिक था, जो ऐसी किसी भी संरचना को दूर धकेल रहा था। यहां तक ​​कि हीलियम और हाइड्रोजन के परमाणु भी आयनीकृत रहे: इलेक्ट्रॉन अलग-अलग अस्तित्व में थे, परमाणुओं के प्रोटॉन और नाभिक भी अलग-अलग अस्तित्व में थे। केवल तीन-मिलियन-वर्ष की अवधि के अंत में ठंडा "दलिया" में पहला संघनन दिखाई देना शुरू हुआ। पहले तो इनकी संख्या बहुत कम थी। जैसे ही "दलिया" का एक हजारवां हिस्सा संघनित होकर अजीबोगरीब प्रोटोस्टार में बदल गया, ये संरचनाएं आधुनिक सितारों की तरह ही "जलने" लगीं। और उनके द्वारा उत्सर्जित फोटॉन और ऊर्जा क्वांटा ने "दलिया" को गर्म कर दिया जो उस तापमान तक ठंडा होना शुरू हो गया था जिस पर नए संघनन का गठन फिर से असंभव हो गया। प्रोटोस्टार की ज्वालाओं द्वारा "दलिया" को ठंडा करने और दोबारा गर्म करने की अवधि बारी-बारी से एक-दूसरे की जगह लेती है। और ब्रह्माण्ड के विस्तार के कुछ चरण में, नए संघनन का निर्माण लगभग असंभव हो गया क्योंकि एक बार इतनी मोटी "दलिया" बहुत अधिक "तरलीकृत" हो गई थी। लगभग 5 प्रतिशत पदार्थ एकजुट होने में कामयाब रहा, और 95 प्रतिशत विस्तारित ब्रह्मांड के अंतरिक्ष में बिखर गया। इस प्रकार एक बार गर्म क्वांटा जिसने अवशेष विकिरण का निर्माण किया, वह "खत्म" हो गया। इस प्रकार हाइड्रोजन और हीलियम परमाणुओं के नाभिक, जो "दलिया" का हिस्सा थे, बिखरे हुए थे।

ब्रह्माण्ड के निर्माण की परिकल्पना

यहां उनमें से एक है: हमारे ब्रह्मांड में अधिकांश पदार्थ ग्रहों, सितारों और आकाशगंगाओं की संरचना में स्थित नहीं है, बल्कि अंतरिक्ष गैस बनाता है - 70 प्रतिशत हाइड्रोजन और 30 प्रतिशत हीलियम, प्रति घन मीटर अंतरिक्ष में एक हाइड्रोजन परमाणु। फिर ब्रह्मांड का विकास प्रोटोस्टार के चरण को पार कर गया और पदार्थ के चरण में प्रवेश कर गया जो हमारे लिए सामान्य है, सामान्य खुलने वाली सर्पिल आकाशगंगाएँ, सामान्य तारे, जिनमें से सबसे परिचित हमारा है। इनमें से कुछ तारों के चारों ओर ग्रह प्रणालियाँ बनीं, और इनमें से कम से कम एक ग्रह पर जीवन उत्पन्न हुआ, जिसने विकास के क्रम में बुद्धि को जन्म दिया। वैज्ञानिक अभी तक नहीं जानते कि अंतरिक्ष की विशालता में ग्रहों के घेरे से घिरे तारे कितनी बार पाए जाते हैं। कितनी बार, इस बारे में वे कुछ नहीं कह सकते.
ग्रहों का गोल नृत्य. और यह प्रश्न कि जीवन का पौधा तर्क के हरे-भरे फूल में कितनी बार खिलता है, खुला रहता है। आज हमें जो परिकल्पनाएँ ज्ञात हैं, जो इन सभी मुद्दों की व्याख्या करती हैं, वे निराधार अनुमानों की तरह हैं। लेकिन आज विज्ञान हिमस्खलन की तरह विकसित हो रहा है। हाल ही में, वैज्ञानिकों को पता नहीं था कि हमारी शुरुआत कैसे हुई। लगभग 70 साल पहले खोजे गए कॉस्मिक माइक्रोवेव पृष्ठभूमि विकिरण ने उस चित्र को चित्रित करना संभव बना दिया। आज मानवता के पास इतने तथ्य नहीं हैं, जिनके आधार पर वह उपरोक्त प्रश्नों का उत्तर दे सके। बाह्य अंतरिक्ष में प्रवेश, चंद्रमा और अन्य ग्रहों की यात्रा से नए तथ्य सामने आते हैं। और तथ्यों का अनुसरण अब परिकल्पनाओं द्वारा नहीं, बल्कि सख्त निष्कर्षों द्वारा किया जाता है।

सीएमबी विकिरण ब्रह्मांड की एकरूपता को इंगित करता है

अवशेष किरणें, हमारे ब्रह्मांड के जन्म की गवाह, वैज्ञानिकों को और क्या बताती हैं? ए. ए. फ्रीडमैन ने आइंस्टीन द्वारा दिए गए समीकरणों में से एक को हल किया और इस समाधान के आधार पर उन्होंने ब्रह्मांड के विस्तार की खोज की। आइंस्टीन के समीकरणों को हल करने के लिए, तथाकथित प्रारंभिक शर्तें निर्धारित करना आवश्यक था। फ्रीडमैन इस धारणा से आगे बढ़े कि ब्रह्माण्ड सजातीय हैऔर आइसोट्रोपिक, जिसका अर्थ है कि इसमें पदार्थ समान रूप से वितरित है। और फ्रीडमैन की खोज के बाद से 5-10 वर्षों के दौरान, यह सवाल खुला रहा कि क्या यह धारणा सही थी। अब इसे मूलतः हटा दिया गया है. ब्रह्मांड की आइसोट्रॉपी अवशेष रेडियो उत्सर्जन की अद्भुत एकरूपता से प्रमाणित होती है। दूसरा तथ्य भी इसी बात को इंगित करता है - आकाशगंगाओं और अंतरिक्ष गैस के बीच ब्रह्मांड के पदार्थ का वितरण।
आख़िरकार, अंतरिक्ष गैस, जो ब्रह्मांड के अधिकांश पदार्थ का निर्माण करती है, उसे अवशेष क्वांटा के रूप में समान रूप से वितरित किया जाता है. ब्रह्मांडीय माइक्रोवेव पृष्ठभूमि विकिरण की खोज न केवल अति-सुदूर अतीत में देखना संभव बनाती है - समय की सीमा से परे जब न तो हमारी पृथ्वी थी, न हमारा सूर्य, न हमारी आकाशगंगा, न ही स्वयं ब्रह्मांड। एक अद्भुत दूरबीन की तरह जिसे किसी भी दिशा में इंगित किया जा सकता है, सीएमबी की खोज हमें अति-सुदूर भविष्य में देखने की अनुमति देती है। इतना अति-दूर, जब कोई पृथ्वी, कोई सूर्य, कोई आकाशगंगा नहीं होगी। ब्रह्मांड के विस्तार की घटना यहां मदद करेगी कि कैसे इसके घटक तारे, आकाशगंगाएं, धूल और गैस के बादल अंतरिक्ष में बिखरते हैं। क्या यह प्रक्रिया शाश्वत है? या क्या विस्तार धीमा हो जाएगा, रुक जाएगा और फिर संपीड़न का रास्ता दे देगा? और क्या ब्रह्माण्ड का क्रमिक संकुचन और विस्तार पदार्थ का एक प्रकार का स्पंदन, अविनाशी और शाश्वत नहीं है? इन प्रश्नों का उत्तर मुख्य रूप से इस बात पर निर्भर करता है कि ब्रह्माण्ड में कितना पदार्थ समाहित है। यदि इसका कुल गुरुत्वाकर्षण विस्तार की जड़ता को दूर करने के लिए पर्याप्त है, तो विस्तार अनिवार्य रूप से संपीड़न का मार्ग प्रशस्त करेगा, जिसमें आकाशगंगाएँ धीरे-धीरे एक साथ करीब आ जाएंगी। खैर, अगर गुरुत्वाकर्षण बल धीमा करने और विस्तार की जड़ता पर काबू पाने के लिए पर्याप्त नहीं हैं, तो हमारा ब्रह्मांड बर्बाद हो जाएगा: यह अंतरिक्ष में विलुप्त हो जाएगा! हमारे संपूर्ण ब्रह्मांड का भविष्य भाग्य! क्या कोई बड़ी समस्या है? ब्रह्मांडीय माइक्रोवेव पृष्ठभूमि विकिरण के अध्ययन ने विज्ञान को इसे प्रस्तुत करने का अवसर दिया। और संभव है कि आगे के शोध से इसका समाधान निकलेगा.

ब्रह्मांडीय माइक्रोवेव पृष्ठभूमि विकिरण की खोज

प्रस्तावना

सीएमबी विकिरण, ब्रह्मांडीय विद्युत चुम्बकीय विकिरण आकाश के सभी ओर से लगभग समान तीव्रता के साथ पृथ्वी पर आ रहा है और लगभग 3 K (पूर्ण केल्विन पैमाने पर 3 डिग्री, जो -270 डिग्री सेल्सियस से मेल खाता है) के तापमान पर काले शरीर के विकिरण की एक स्पेक्ट्रम विशेषता रखता है। ). इस तापमान पर, विकिरण का मुख्य हिस्सा सेंटीमीटर और मिलीमीटर रेंज में रेडियो तरंगों से आता है। कॉस्मिक माइक्रोवेव पृष्ठभूमि विकिरण का ऊर्जा घनत्व 0.25 eV/cm3 है। प्रायोगिक रेडियो खगोलशास्त्री इसे विकिरण कहना पसंद करते हैं "कॉस्मिक माइक्रोवेव बैकग्राउंड रेडिएशन" (एम.एफ.आई.)कॉस्मिक माइक्रोवेव बैकग्राउंड, सीएमबी)। सैद्धांतिक खगोलभौतिकीविद् अक्सर इसे कहते हैं "विकिरण से राहत"(यह शब्द रूसी खगोलशास्त्री आई.एस. शक्लोव्स्की द्वारा प्रस्तावित किया गया था), क्योंकि आज आम तौर पर स्वीकार किए जाने वाले गर्म ब्रह्मांड के सिद्धांत के ढांचे के भीतर, यह विकिरण हमारी दुनिया के विस्तार के प्रारंभिक चरण में उत्पन्न हुआ, जब इसका मामला लगभग सजातीय और बहुत था गर्म। नीचे हम इस विकिरण को "अवशेष विकिरण" कहेंगे। 1965 में कॉस्मिक माइक्रोवेव पृष्ठभूमि विकिरण की खोज का ब्रह्मांड विज्ञान पर व्यापक प्रभाव पड़ा; यह बीसवीं शताब्दी के प्राकृतिक विज्ञान की सबसे महत्वपूर्ण उपलब्धियों में से एक बन गई और निस्संदेह, आकाशगंगाओं के स्पेक्ट्रा में रेडशिफ्ट की खोज के बाद ब्रह्मांड विज्ञान के लिए सबसे महत्वपूर्ण उपलब्धियों में से एक बन गई। कमजोर अवशेष विकिरण हमें हमारे ब्रह्मांड के अस्तित्व के पहले क्षणों के बारे में जानकारी देता है, उस दूर के युग के बारे में जब पूरा ब्रह्मांड गर्म था और इसमें कोई ग्रह, कोई तारा, कोई आकाशगंगा मौजूद नहीं थी। हाल के वर्षों में भू-आधारित, समतापमंडलीय और अंतरिक्ष वेधशालाओं का उपयोग करके किए गए इस विकिरण के विस्तृत माप से ब्रह्मांड के जन्म के रहस्य पर से पर्दा उठ गया है।

सीएमबी की खोज

1960 में, इको बैलून उपग्रह से परावर्तित रेडियो सिग्नल प्राप्त करने के लिए क्रॉफर्ड हिल, होल्मडेल (न्यू जर्सी, यूएसए) में एक एंटीना बनाया गया था। 1963 तक, उपग्रह के साथ काम करने के लिए इस एंटीना की आवश्यकता नहीं रह गई थी, और बेल टेलीफोन प्रयोगशाला के रेडियो भौतिकविदों रॉबर्ट वुडरो विल्सन (जन्म 1936) और अर्नो एलान पेनज़ियास (जन्म 1933) ने इसे रेडियो खगोलीय अवलोकनों के लिए उपयोग करने का निर्णय लिया। एंटीना 20 फुट का हॉर्न था। अत्याधुनिक प्राप्त करने वाले उपकरण के साथ, यह रेडियो दूरबीन उस समय अंतरिक्ष से आने वाली रेडियो तरंगों को मापने के लिए दुनिया का सबसे संवेदनशील उपकरण था।

सबसे पहले, हमारी आकाशगंगा के अंतरतारकीय माध्यम के रेडियो उत्सर्जन को 7.35 सेमी की तरंग दैर्ध्य पर मापने की योजना बनाई गई थी और रॉबर्ट विल्सन को गर्म ब्रह्मांड के सिद्धांत के बारे में नहीं पता था और उनका ब्रह्मांडीय माइक्रोवेव की तलाश करने का इरादा नहीं था। पृष्ठभूमि विकिरण। गैलेक्सी के रेडियो उत्सर्जन को सटीक रूप से मापने के लिए, पृथ्वी के वायुमंडल और पृथ्वी की सतह से विकिरण के कारण होने वाले सभी संभावित हस्तक्षेप, साथ ही एंटीना, विद्युत सर्किट और रिसीवर में उत्पन्न होने वाले हस्तक्षेप को ध्यान में रखना आवश्यक था।

प्राप्त प्रणाली के प्रारंभिक परीक्षणों में अपेक्षा से थोड़ा अधिक शोर दिखाई दिया, लेकिन यह प्रशंसनीय लग रहा था कि यह एम्पलीफायर सर्किट में शोर की थोड़ी अधिकता के कारण था। इन समस्याओं से छुटकारा पाने के लिए, पेन्ज़ियास और विल्सन ने "कोल्ड लोड" नामक एक उपकरण का उपयोग किया: एंटीना से आने वाले सिग्नल की तुलना पूर्ण शून्य से लगभग चार डिग्री ऊपर के तापमान पर तरल हीलियम से ठंडा किए गए कृत्रिम स्रोत से सिग्नल के साथ की जाती है। (4 के). दोनों मामलों में, प्रवर्धन सर्किट में विद्युत शोर समान होना चाहिए, और इसलिए तुलना द्वारा प्राप्त अंतर एंटीना से आने वाली सिग्नल शक्ति देता है। इस सिग्नल में केवल एंटीना डिवाइस, पृथ्वी के वायुमंडल और एंटीना के दृश्य क्षेत्र के भीतर रेडियो तरंगों के एक खगोलीय स्रोत का योगदान होता है। पेनज़ियास और विल्सन को उम्मीद थी कि एंटीना उपकरण बहुत कम विद्युत शोर पैदा करेगा। हालाँकि, इस धारणा का परीक्षण करने के लिए, उन्होंने 7.35 सेमी की अपेक्षाकृत छोटी तरंग दैर्ध्य पर अपना अवलोकन शुरू किया, जिस पर गैलेक्सी से रेडियो शोर नगण्य होना चाहिए। स्वाभाविक रूप से, इस तरंग दैर्ध्य पर और पृथ्वी के वायुमंडल से कुछ रेडियो शोर की उम्मीद की गई थी, लेकिन इस शोर की दिशा पर एक विशिष्ट निर्भरता होनी चाहिए: यह उस दिशा में वातावरण की मोटाई के समानुपाती होना चाहिए जिसमें एंटीना देख रहा है: थोड़ा कम आंचल की दिशा में, दिशा क्षितिज में थोड़ा और। यह उम्मीद की गई थी कि वायुमंडलीय शब्द को उसकी विशिष्ट दिशात्मक निर्भरता के साथ घटाने के बाद, एंटीना से कोई महत्वपूर्ण संकेत नहीं बचेगा और यह पुष्टि करेगा कि एंटीना डिवाइस द्वारा उत्पन्न विद्युत शोर नगण्य था। इसके बाद, लंबी तरंग दैर्ध्य - लगभग 21 सेमी, पर आकाशगंगा का अध्ययन शुरू करना संभव होगा, जहां आकाशगंगा का विकिरण काफी ध्यान देने योग्य है।

माइक्रोवेव का शोर

उनके आश्चर्य के लिए, पेन्ज़ियास और विल्सन ने 1964 के वसंत में पाया कि उन्हें 7.35 सेमी की तरंग दैर्ध्य पर दिशा-स्वतंत्र माइक्रोवेव शोर की काफी ध्यान देने योग्य मात्रा प्राप्त हो रही थी। उन्होंने पाया कि यह "स्थैतिक पृष्ठभूमि" दिन के समय के आधार पर नहीं बदलती है, और बाद में पता चला कि यह वर्ष के समय पर निर्भर नहीं करती है। नतीजतन, यह आकाशगंगा से विकिरण नहीं हो सकता है, क्योंकि इस मामले में इसकी तीव्रता इस पर निर्भर करेगी कि एंटीना आकाशगंगा के तल पर देख रहा है या उसके पार। इसके अलावा, यदि यह हमारी आकाशगंगा से विकिरण था, तो एंड्रोमेडा में बड़ी सर्पिल आकाशगंगा एम 31, जो कई मामलों में हमारे समान है, को भी 7.35 सेमी की तरंग दैर्ध्य पर जोरदार उत्सर्जन करना चाहिए, लेकिन यह नहीं देखा गया। देखे गए माइक्रोवेव शोर में दिशा में किसी भी बदलाव की अनुपस्थिति ने दृढ़ता से संकेत दिया कि ये रेडियो तरंगें, यदि वे वास्तव में मौजूद हैं, तो आकाशगंगा से नहीं, बल्कि ब्रह्मांड के बहुत बड़े हिस्से से आती हैं। शोधकर्ताओं के लिए यह स्पष्ट था कि उन्हें यह देखने के लिए फिर से परीक्षण करने की आवश्यकता है कि क्या एंटीना स्वयं अपेक्षा से अधिक विद्युत शोर उत्पन्न कर सकता है। विशेष रूप से, यह ज्ञात था कि एंटीना हॉर्न में कबूतरों का एक जोड़ा घोंसला बना रहा था। उन्हें पकड़ा गया, व्हिपनी में बेल साइट पर भेजा गया, रिहा किया गया, कुछ दिनों बाद एंटीना में उनके स्थान पर फिर से खोजा गया, फिर से पकड़ लिया गया और अंततः अधिक कठोर तरीकों से उन्हें वश में कर लिया गया। हालाँकि, परिसर के किराये के दौरान, कबूतरों ने एंटीना के अंदरूनी हिस्से को पेन्ज़ियास द्वारा "सफेद ढांकता हुआ पदार्थ" कहा जाता था, जो कमरे के तापमान पर विद्युत शोर का एक स्रोत हो सकता है। 1965 की शुरुआत में, एंटीना हॉर्न को तोड़ दिया गया और सारी गंदगी साफ कर दी गई, लेकिन अन्य सभी तरकीबों की तरह, इससे देखे गए शोर के स्तर में बहुत कम कमी आई।

जब हस्तक्षेप के सभी स्रोतों का सावधानीपूर्वक विश्लेषण किया गया और उन्हें ध्यान में रखा गया, तो पेनज़ियास और विल्सन को यह निष्कर्ष निकालने के लिए मजबूर होना पड़ा कि विकिरण अंतरिक्ष से और सभी दिशाओं से समान तीव्रता के साथ आ रहा था। यह पता चला कि अंतरिक्ष विकिरण करता है जैसे कि इसे 3.5 केल्विन के तापमान तक गर्म किया गया हो (अधिक सटीक रूप से, प्राप्त सटीकता ने हमें यह निष्कर्ष निकालने की अनुमति दी कि "अंतरिक्ष का तापमान" 2.5 से 4.5 केल्विन तक है)। यह ध्यान दिया जाना चाहिए कि यह एक बहुत ही सूक्ष्म प्रयोगात्मक परिणाम है: उदाहरण के लिए, यदि एक आइसक्रीम बार को एंटीना हॉर्न के सामने रखा जाता है, तो यह रेडियो रेंज में चमकेगा, जो आकाश के संबंधित हिस्से की तुलना में 22 मिलियन गुना अधिक चमकीला होगा। अपनी टिप्पणियों के अप्रत्याशित परिणाम को ध्यान में रखते हुए, पेनज़ियास और विल्सन को प्रकाशित करने की कोई जल्दी नहीं थी। लेकिन घटनाएँ उनकी इच्छा के विरुद्ध विकसित हुईं। हुआ यूं कि पेनज़ियास ने मैसाचुसेट्स इंस्टीट्यूट ऑफ टेक्नोलॉजी से अपने दोस्त बर्नार्ड बर्क को एक बिल्कुल अलग मामले पर बुलाया। इससे कुछ समय पहले, बर्क ने कार्नेगी इंस्टीट्यूशन में अपने सहयोगी केन टर्नर से एक भाषण के बारे में सुना था, जो उन्होंने जॉन्स हॉपकिन्स विश्वविद्यालय में प्रिंसटन सिद्धांतकार फिल पीबल्स द्वारा रॉबर्ट डिके के निर्देशन में काम करते हुए सुना था। इस बातचीत में, पीबल्स ने तर्क दिया कि प्रारंभिक ब्रह्मांड से पृष्ठभूमि रेडियो शोर बचा हुआ होना चाहिए, जिसका तापमान अब लगभग 10 K के बराबर है। पेन्ज़ियास ने डिके को बुलाया और दोनों अनुसंधान समूहों की मुलाकात हुई। रॉबर्ट डिके और उनके सहयोगियों एफ. पीबल्स, पी. रोल और डी. विल्किंसन को यह स्पष्ट हो गया कि ए. पेनज़ियास और आर. विल्सन ने गर्म ब्रह्मांड के ब्रह्मांडीय माइक्रोवेव पृष्ठभूमि विकिरण की खोज की थी। वैज्ञानिकों ने प्रतिष्ठित एस्ट्रोफिजिकल जर्नल में एक साथ दो पत्र प्रकाशित करने का निर्णय लिया। 1965 की गर्मियों में, दोनों रचनाएँ प्रकाशित हुईं: पेनज़ियास और विल्सन द्वारा ब्रह्मांडीय माइक्रोवेव पृष्ठभूमि विकिरण की खोज पर, और डिके और उनके सहयोगियों द्वारा - एक गर्म ब्रह्मांड के सिद्धांत का उपयोग करके इसकी व्याख्या के साथ। स्पष्ट रूप से अपनी खोज की ब्रह्माण्ड संबंधी व्याख्या से पूरी तरह आश्वस्त नहीं होने पर, पेनज़ियास और विल्सन ने अपने नोट को एक मामूली शीर्षक दिया: 4080 मेगाहर्ट्ज पर अतिरिक्त एंटीना तापमान का मापन। उन्होंने बस यह घोषणा की कि "प्रभावी चरम शोर तापमान के माप... ने उम्मीद से 3.5 K अधिक मान दिया" और ब्रह्माण्ड विज्ञान के किसी भी उल्लेख से परहेज किया सिवाय यह कहने के कि "अवलोकित अतिरिक्त शोर तापमान के लिए एक संभावित स्पष्टीकरण डिके, पीबल्स द्वारा दिया गया है" , रोल और विल्किंसन पत्रिका के उसी अंक में एक साथी पत्र में।"

बाद के वर्षों में, दसियों सेंटीमीटर से लेकर एक मिलीमीटर के अंश तक विभिन्न तरंग दैर्ध्य पर कई माप किए गए। अवलोकनों से पता चला है कि ब्रह्मांडीय माइक्रोवेव पृष्ठभूमि विकिरण का स्पेक्ट्रम प्लैंक के सूत्र से मेल खाता है, जैसा कि एक निश्चित तापमान वाले विकिरण के लिए होना चाहिए। यह तापमान लगभग 3 K होने की पुष्टि की गई।एक उल्लेखनीय खोज की गई, जिससे साबित हुआ कि ब्रह्मांड अपने विस्तार की शुरुआत में गर्म था। यह घटनाओं का जटिल जाल है जिसकी परिणति 1965 में पेनज़ियास और विल्सन द्वारा गर्म ब्रह्मांड की खोज में हुई। ब्रह्मांड के विस्तार की शुरुआत में अति-उच्च तापमान के तथ्य की स्थापना सबसे महत्वपूर्ण शोध का शुरुआती बिंदु थी, जिससे न केवल खगोलीय रहस्यों का पता चला, बल्कि पदार्थ की संरचना के रहस्य भी सामने आए। ब्रह्मांडीय माइक्रोवेव पृष्ठभूमि विकिरण का सबसे सटीक माप अंतरिक्ष से किया गया था: यह सोवियत प्रोग्नोज़-9 उपग्रह (1983-1984) पर रिलीक्ट प्रयोग और अमेरिकी उपग्रह पर डीएमआर (डिफरेंशियल माइक्रोवेव रेडियोमीटर) प्रयोग है। COBE (कॉस्मिक बैकग्राउंड एक्सप्लोरर, नवंबर 1989-1993)यह बाद वाला था जिसने ब्रह्मांडीय माइक्रोवेव पृष्ठभूमि विकिरण के तापमान को सबसे सटीक रूप से निर्धारित करना संभव बना दिया: 2.725 ± 0.002 K।

प्रिय आगंतुकों!

आपका कार्य अक्षम है जावास्क्रिप्ट. कृपया अपने ब्राउज़र में स्क्रिप्ट सक्षम करें, और साइट की पूरी कार्यक्षमता आपके लिए खुल जाएगी!