Մնացորդային ճառագայթում
From Wikipedia, the free encyclopedia
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 առնչության՝ 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։ 7000272548000000000♠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]։