אחד המרכיבים של הרקע הכללי של החלל. אימייל מג. קְרִינָה. ר ו. מחולקים באופן שווה על פני כדור שמימיובעוצמה מתאימה לקרינה התרמית של גוף שחור לחלוטין בטמפרטורה של כ. 3 K, זוהה על ידי Amer. המדענים א. פנזיאס ו... אנציקלופדיה פיזית

קרינת CMB, ממלאת את היקום, קרינה קוסמית, שהספקטרום שלה קרוב לספקטרום של גוף שחור לחלוטין עם טמפרטורה של כ-3 K. נצפתה בגלים מכמה מ"מ עד עשרות ס"מ, כמעט איזוטרופית. מוצא... ... אנציקלופדיה מודרנית

קרינת רקע קוסמית, שהספקטרום שלה קרוב לספקטרום של גוף שחור לחלוטין עם טמפרטורה של כ. 3 K. נצפה בגלים מכמה מ"מ עד עשרות ס"מ, כמעט איזוטרופית. מקורה של קרינת הרקע הקוסמית של המיקרוגל קשור לאבולוציה... מילון אנציקלופדי גדול

קרינת רקע מיקרוגל קוסמית- פליטת רדיו קוסמית ברקע, שנוצרה בשלבים הראשונים של התפתחות היקום. [GOST 25645.103 84] נושאים, תנאים, מרחב פיזי. חלל EN שריד קרינה... מדריך למתרגם טכני

קרינת רקע קוסמית, שהספקטרום שלה קרוב לספקטרום של גוף שחור לחלוטין עם טמפרטורה של כ-3°K. נצפה בגלים מכמה מילימטרים עד עשרות סנטימטרים, כמעט איזוטרופית. מקורה של קרינת רקע מיקרוגל קוסמית... ... מילון אנציקלופדי

קרינה אלקטרומגנטית הממלאת את החלק הנצפה של היקום (ראה יקום). ר ו. היה קיים כבר בשלבים הראשונים של התפשטות היקום ומילא תפקיד חשוב בהתפתחותו; היא מקור ייחודי למידע על עברה... האנציקלופדיה הסובייטית הגדולה

קרינת CMB- (משריד שרידי הלטינית) קרינה אלקטרומגנטית קוסמית הקשורה לאבולוציה של היקום, שהחלה את התפתחותה לאחר "המפץ הגדול"; קרינת רקע קוסמית, שהספקטרום שלה קרוב לספקטרום של גוף שחור לחלוטין עם... ... ראשיתו של מדעי הטבע המודרניים

חלל רקע קרינה, שהספקטרום שלה קרוב לספקטרום של גוף שחור לחלוטין עם טמפרטורה של כ. 3 K. נצפה בגלים מכמה. מ"מ עד עשרות ס"מ, כמעט איזוטרופי. מקור ר' ו. קשורה לאבולוציה של היקום, לגן עדן בעבר... ... מדע טבעי. מילון אנציקלופדי

קרינת רקע תרמית קוסמית, שהספקטרום שלה קרוב לספקטרום של גוף שחור לחלוטין עם טמפרטורה של 2.7 K. מקור הקרינה. קשור לאבולוציה של היקום, שבעבר הרחוק היו לו טמפרטורה גבוהה וצפיפות קרינה... מילון אסטרונומי

קוסמולוגיה עידן היקום המפץ הגדול מרחק התכנסות CMB משוואה קוסמולוגית של מצב אנרגיה אפלה מסה נסתרת היקום של פרידמן עקרון קוסמולוגי מודלים קוסמולוגיים היווצרות ... ויקיפדיה

ספרים

• סט שולחנות. אבולוציה של היקום (12 טבלאות), . אלבום חינוכי של 12 גיליונות. מאמר - 5-8676-012. מבנים אסטרונומיים. חוק האבל. הדגם של פרידמן. תקופות של התפתחות היקום. היקום המוקדם. נוקלאוסינתזה ראשונית. שָׂרִיד מְקוּדָשׁ…
• קוסמולוגיה, סטיבן ויינברג. מונוגרפיה מונומנטלית חתן פרס נובלסטיבן ויינברג מסכם את ההתקדמות שנעשתה בשני העשורים האחרונים בקוסמולוגיה המודרנית. הוא ייחודי ב…

קרינת CMB

תצפיות אסטרונומיות מראות כי בנוסף למקורות קרינה בודדים בצורת כוכבים וגלקסיות, קיימת ביקום קרינה שאינה מחולקת למקורות בודדים - קרינת רקע. הוא נצפה בכל טווחי הספקטרום האלקטרומגנטי. בעיקרון, קרינת הרקע היא סכום הזוהר של מקורות שונים (גלקסיות, קוואזרים, גז בין-גלקטי) כל כך רחוקים אמצעים מודרנייםתצפיות אסטרונומיות עדיין אינן יכולות להפריד את הקרינה הכוללת שלהן למרכיבים בודדים (זכור כי שביל החלב, עד המאה ה-17, נחשב לרצועת אור רציפה, ורק בשנת 1610 גלילאו גליליי, לאחר שבחן אותה באמצעות טלסקופ, גילה שהוא מורכב מ כוכבים בודדים).

בשנת 1965 גילו מהנדסי הרדיו האמריקאים א' פנזיאס ור' ווילסון קרינת רקע בטווח המיקרוגל (אורך גל מ-300 מיקרומטר עד 50 ס"מ, תדר מ-6 10 8 הרץ עד 10 12 הרץ). בתדרים אלו של גלים אלקטרומגנטיים פשוט אין מקורות שיכולים לייצר קרינת רקע בבהירות כזו. קרינה זו היא הומוגנית מאוד: עד אלפיות האחוז, עוצמתה קבועה בכל השמים. שימו לב שכמה אחוזים מה"שלג" המופיע על מסך הטלוויזיה בערוץ לא מכוון נובע בדיוק מקרינת רקע במיקרוגל.

התכונה העיקרית של קרינת רקע מיקרוגל היא הספקטרום שלה (כלומר, התפלגות העוצמה כפונקציה של תדירות או אורך גל), המוצג באיור. 5.1.2. הספקטרום של קרינה זו מתאים בדיוק לעקומה התיאורטית, המוכרת היטב לפיזיקה - עקומת פלאנק. סוג זה של ספקטרום נקרא ספקטרום הגוף השחור. ספקטרום זה אופייני לחומר מחומם אטום לחלוטין. הטמפרטורה של קרינת מיקרוגל היא כ-3 K (ליתר דיוק, 2.728 K). אי אפשר להשיג ספקטרום של פלאנק על ידי הוספת קרינה מכל מקור. האישור המהימן ביותר לאופי הפלנקיאני של הספקטרום של קרינת הרקע הקוסמית של המיקרוגל הושג באמצעות הלוויין האמריקאי COBE (Cosmic Background Explorer) בשנת 1992.

למשוואת עקומת פלאנק יש את הצורה

.

(5.1)

כאן ρ ν היא צפיפות הקרינה הספקטרלית (אנרגיית קרינה ליחידת נפח ולכל מרווח של יחידת תדר), ν היא תדר, h הוא הקבוע של פלאנק, c היא מהירות האור, k קבוע בולצמן, T - טמפרטורת קרינה.

קרינת מיקרוגל מהיקום נקראת אחרת קרינת שרידים. השם הזה נובע מהעובדה שהוא נושא מידע על התנאים הפיזיים ששלטו ביקום בתקופה שבה עדיין לא נוצרו כוכבים וגלקסיות. עצם קיומה של קרינה זו מעידה על כך שבעבר תכונות היקום היו שונות באופן משמעותי מאשר בזמן הנוכחי. כדי לבסס מסקנה זו, אנו מציגים את השרשרת ההגיונית הבאה.

1. מכיוון שהספקטרום של קרינת הרקע הקוסמית של המיקרוגל הוא ספקטרום של גוף שחור לחלוטין, קרינה זו נוצרת על ידי גוף מחומם אטום לחלוטין.
2. מכיוון שקרינה זו מגיעה אלינו באופן שווה מכל עבר, אנו מוקפים מכל עבר בגוף אטום כלשהו.
3. עם זאת, היקום - בצורתו המודרנית - שקוף כמעט לחלוטין לגלי רדיו בטווח המיקרוגל (מילימטר וסנטימטר). לכן, החומר הפולט את הקרינה הזו רחוק מאיתנו הרבה יותר מכל עצמים נצפים - גלקסיות, קוואזרים וכו'. כשזוכרים את העיקרון "כמה שיותר רחוק במרחב, יותר עמוק בזמן", אנו מגיעים למסקנה ש היקום היה אטום לחלוטין בעבר העמוק, כאשר עדיין לא נוצרו כוכבים וגלקסיות; ומכיוון שהוא אטום, זה אומר שהוא צפוף מאוד. קרינת רקע במיקרוגל היא שריד שנשאר מאותו עידן רחוק.

ציין זאת ההומוגניות הכמעט מושלמת של קרינה זו היא הטיעון הטוב ביותר בעד העיקרון הקוסמולוגי, בעד ההומוגניות של היקום בקנה מידה גדול.

הבה נציג כמה נתונים כמותיים על קרינת רקע מיקרוגל קוסמית. לפי חוק וינה, הטמפרטורה של קרינת גוף שחור עם אורך גל שבו מתרחשת העוצמה המקסימלית λ max מחושבת על ידי הנוסחה

עבור קרינה שרידי λ max =0.1 ס"מ. האנרגיה הממוצעת של קוואנטים של קרינה זו היא בערך 1.05·10 -22 J. נכון לעכשיו, בכל מטר מרובעישנם כ-4·10 8 פוטונים שרידים. זה בערך פי מיליארד יותר מחלקיקים של חומר רגיל (ליתר דיוק, פרוטונים; אנחנו מתכוונים, כמובן, לצפיפות הממוצעת).

שינוי בטמפרטורה של קרינת הרקע הקוסמית של המיקרוגל לאורך זמן

כדי לבסס את ההנחה של גאמוב לגבי המצב החם בתחילה של היקום, נשתמש בנתונים על קרינת רקע מיקרוגל קוסמית. בואו ננסה להבין מה הייתה הטמפרטורה שלו בעבר. במילים אחרות, בואו נגלה איזו טמפרטורה של קרינת הרקע הקוסמית של המיקרוגל יתעד צופה בגלקסיה עם הסטה לאדום z. לשם כך, אנו משתמשים בנוסחה (2.1) λ=λ 0 (1+z), המראה את התלות של אורך הגל של כל קרינה (כולל רקע מיקרוגל רדיקלי) העוברת במרחב הבין-גלקטי בהיסט לאדום z, ואת חוק וינה (5.2) T·λ max =0.29 K ס"מ. בשילוב נוסחאות אלו, אנו מוצאים שבהיסט לאדום z הייתה הטמפרטורה של קרינת CMB T

כאשר T 0 =2.728 K היא הטמפרטורה הנוכחית (כלומר ב-z=0). מהנוסחה הזו נובע מכך טמפרטורה מוקדמת יותרקרינת CMB הייתה גבוהה יותר מעכשיו.

יש גם אישוש ניסוי ישיר לדפוס זה. קבוצה של מדענים אמריקאים השתמשה בטלסקופ Keck הגדול בעולם (בהוואי) עם מראה בקוטר של 10 מטרים כדי להשיג ספקטרום של שני קוואזרים עם הסטה לאדום z=1.776 ו-z=1.973. כפי שמצאו מדענים אלה, הקווים הספקטרליים של עצמים אלה מראים שהם מוקרנים בקרינה תרמית בטמפרטורה של 7.4 ± 0.8 K ו-7.9 ± 1.1 K, בהתאמה, מה שמתאים מצוין לטמפרטורה של קרינת הרקע הקוסמית הצפויה של המיקרוגל. מנוסחה (5.3): T(1.776) =7.58 K ו-T(1.973)=8.11 K. יחד עם זאת, אגב, עובדות אלו מספקות טיעון נוסף לטובת העובדה שקרינת רקע מיקרוגל מגיעה אלינו מ. מעמקי היקום.

. גאורגי אנטונוביץ' גאמוב (1904-1968).

ככל שמתקרבים למפץ הגדול, כך הוא נהיה חם יותר קרינת רקע מיקרוגל קוסמית. ב-z~1000 (הסטה לאדום זו תואמת לתקופה במרחק של 300 אלף שנה מהמפץ הגדול), הטמפרטורה שלו הייתה T~3000 K, והיו כ-4·10 17 פוטונים שרידים בכל מטר מעוקב. קרינה חזקה כזו הייתה צריכה ליינן את כל הגז שהיה קיים באותה תקופה. כך, בעבר הרחוק של היקום, כוכבים לא יכלו להתקיים, וכל החומר היה פלזמה צפופה, חמה ואטומה.

הצהרה זו היא שמהווה את תמצית התיאוריה של היקום החם, שאת יסודותיה הניח הפיזיקאי המצטיין גאורגי אנטונוביץ' גאמוב, שנולד והתחנך בארצנו, התפרסם כאן כפיזיקאי, אך נאלץ לעשות זאת. להגר לארה"ב בשנים ההדחקות של סטלין. תיאוריה זו נידונה בקצרה בחלק זה.

קרינת CMB-קרינה אלקטרומגנטית קוסמית עם מעלות גבוהותאיזוטרופי ועם ספקטרום אופייני לגוף שחור לחלוטין עם טמפרטורה? 2.725 ק. ה-CMB נחזה על ידי ג' גאמוב, ר' אלפר ור' הרמן בשנת 1948 בהתבסס על תיאוריית המפץ הגדול הראשונה שהם יצרו. אלפר והרמן הצליחו לקבוע שהטמפרטורה של קרינת הרקע הקוסמית של המיקרוגל צריכה להיות 5 ק, ו-Gamow עשה תחזית ב-3 ק. למרות שכמה הערכות לגבי טמפרטורת החלל היו קיימות בעבר, היו להן כמה חסרונות. ראשית, אלו היו מדידות של הטמפרטורה האפקטיבית של החלל בלבד; לא הונחה שספקטרום הקרינה מציית לחוק פלאנק. שנית, הם היו תלויים במיקומנו המסוים בקצה הגלקסיה ולא הניחו שהקרינה היא איזוטרית. יתרה מכך, הם היו נותנים תוצאות שונות לחלוטין אם כדור הארץ היה ממוקם במקום אחר ביקום. לא ג'י גאמוב עצמו ולא רבים מחסידיו העלו את השאלה של זיהוי ניסיוני של קרינת רקע מיקרוגל קוסמית. ככל הנראה, הם האמינו שלא ניתן לזהות קרינה זו, מכיוון שהיא "טובעת" בזרימות האנרגיה המובאות לכדור הארץ על ידי קרינת כוכבים וקרניים קוסמיות.

האפשרות לגלות קרינת רקע מיקרוגל קוסמית על רקע קרינה מגלקסיות וכוכבים באזור גלי הרדיו של סנטימטר הוכחה על ידי חישובים של A.G. דורושקביץ' ואי.ד. נוביקוב, בוצע בהצעת י.ב. זלדוביץ' בשנת 1964, כלומר. שנה לפני גילוים של א' פפזיאס ור' ווילסון.

ב-1965 בנו ארנו פנזיאס ורוברט וודרו ווילסון את הרדיומטר של דיקה, שבו התכוונו להשתמש לא לחיפוש קרינת רקע קוסמית של מיקרוגל, אלא לניסויים באסטרונומיה רדיו ותקשורת לוויינית. בעת כיול המכשיר התברר שלאנטנה יש טמפרטורה עודפת של 3.5 קמה שהם לא יכלו להסביר. רקע הרעש הקל לא השתנה לא מהכיוון ולא מזמן ההפעלה. בהתחלה הם החליטו שזה רעש הטבוע בציוד. טלסקופ הרדיו פורק ו"הסתימה" שלו נבדקה שוב ושוב. גאוות המהנדסים נפגעה, ולכן הבדיקה המשיכה לפרטי פרטים, עד ההלחמה האחרונה. הכל חוסל. הם אספו אותו שוב - הרעש התחדש. לאחר התלבטויות רבות, תיאורטיקנים הגיעו למסקנה שקרינה זו יכולה להיות לא יותר מאשר רקע קבוע של פליטת רדיו קוסמית הממלאת את היקום בזרם קבוע. כשקיבל שיחה מהולדמדיל, דיק צייץ: "הגענו לקופה, בנים". פגישה בין צוותי פרינסטון והולמדייל קבעה שטמפרטורת האנטנה נגרמה מקרינת הרקע הקוסמית של המיקרוגל. אסטרופיזיקאים חישבו שהרעש מתאים לטמפרטורה של כ-3 מעלות קלווין והוא "נשמע בשעה תדרים שונים. ב-1978 קיבלו פנזיאס ווילסון פרס נובללגילוי שלהם. אפשר לדמיין איך תומכי הדגם ה"לוהט" שמחו כשההודעה הזו הגיעה. גילוי זה לא רק חיזק את מעמדו של הדגם ה"חם". קרינת השרידים אפשרה לרדת ממדרגת הזמן של הקוואזרים (8-10 מיליארד שנים) למדרגה המקבילה ל-300 אלף שנים מרגע "ההתחלה". במקביל, אושר הרעיון שליקום הייתה פעם צפיפות גבוהה פי מיליארד ממה שהיא עכשיו. ידוע שחומר מחומם תמיד פולט פוטונים. לפי חוקים כללייםתרמודינמיקה, זה מבטא את הרצון למצב שיווי משקל בו מושגת הרוויה: לידת פוטונים חדשים מפצה על ידי תהליך הפוך, קליטת פוטונים על ידי חומר, כך שמספר הפוטונים הכולל בתווך לא משתנה. "גז הפוטונים" הזה ממלא באופן אחיד את כל היקום. הטמפרטורה של גז הפוטונים קרובה לאפס המוחלט - בערך 3 קלווין, אך האנרגיה הכלולה בו גדולה מאנרגיית האור הנפלטת מכל הכוכבים במהלך חייהם. על כל סנטימטר מעוקב של מרחב ביקום יש כחמש מאות קוונטות של קרינה, והמספר הכולל של הפוטונים ביקום הנראה גדול פי כמה מיליארדים מהמספר הכולל של חלקיקי החומר, כלומר. אטומים, גרעינים, אלקטרונים המרכיבים כוכבי לכת, כוכבים וגלקסיות. קרינת הרקע הכללית הזו של היקום נקראת c יד קלה I.S. שקלובסקי, שריד, כלומר. שארית, שהיא שריד, שריד למצב ההתחלתי הצפוף והחם של היקום. בהנחה שהחומר של היקום המוקדם היה חם, ג'י גאמוב חזה שפוטונים, שהיו אז בשיווי משקל תרמודינמי עם החומר, צריכים להישמר בעידן המודרני. פוטונים אלו זוהו ישירות בשנת 1965. לאחר שחוו התפשטות כללית והתקררות נלווית, גז הפוטונים יוצר כעת את קרינת הרקע של היקום, מגיע אלינו באופן שווה מכל עבר. לקוונט הרקע הקוסמי של המיקרוגל אין מסת מנוחה, כמו כל קוונט של קרינה אלקטרומגנטית, אלא יש לו אנרגיה, ולכן, לפי הנוסחה המפורסמת של איינשטיין E=גברת?, והמסה המקבילה לאנרגיה זו. עבור רוב קוונטות השרידים, המסה הזו קטנה מאוד: הרבה פחות מהמסה של אטום מימן, היסוד הנפוץ ביותר של כוכבים וגלקסיות. לכן, למרות הדומיננטיות המשמעותית במספר החלקיקים, קרינת הרקע הקוסמית של המיקרוגל נחותה מכוכבים וגלקסיות במונחים של תרומה למסה הכוללת של היקום. בעידן המודרני, צפיפות הקרינה היא 3*10 -34 גרם/ס"מ 3, שזה בערך פי אלף פחות מהצפיפות הממוצעת של החומר בגלקסיות. אבל זה לא תמיד היה המצב - בעבר הרחוק של היקום, הפוטונים תרמו את התרומה העיקרית לצפיפותו. העובדה היא שבמהלך ההתפשטות הקוסמולוגית, צפיפות הקרינה יורדת מהר יותר מצפיפות החומר. בתהליך זה, לא רק ריכוז הפוטונים יורד (בקצב זהה לריכוז החלקיקים), אלא גם האנרגיה הממוצעת של פוטון אחד יורדת, שכן טמפרטורת גז הפוטונים יורדת במהלך ההתפשטות. במהלך ההתפשטות שלאחר מכן של היקום, הטמפרטורה של הפלזמה והקרינה ירדה. האינטראקציה של חלקיקים עם פוטונים כבר לא הספיקה להשפיע באופן משמעותי על ספקטרום הפליטה במהלך זמן ההתפשטות האופייני. עם זאת, גם בהיעדר מוחלט של אינטראקציה בין קרינה לחומר במהלך התפשטות היקום, ספקטרום הקרינה של הגוף השחור נשאר גוף שחור; רק הטמפרטורה של הקרינה יורדת. בעוד הטמפרטורה עלתה על 4000 ק, החומר העיקרי היה מיונן לחלוטין, טווח הפוטונים מאירוע פיזור אחד למשנהו היה הרבה פחות מאופק היקום. בְּ ט ? 4000קפרוטונים ואלקטרונים חברו מחדש, הפלזמה הפכה לתערובת של אטומי מימן והליום ניטרליים, והיקום הפך שקוף לחלוטין לקרינה. במהלך התרחבותה המשיכה טמפרטורת הקרינה לרדת, אך אופי הגוף השחור של הקרינה נשמר כשריד, כ"זיכרון" של מחזור מוקדםהאבולוציה של העולם. קרינה זו התגלתה תחילה בגל של 7.35 ס"מ, ולאחר מכן בגלים אחרים (מ-0.6 מ"מ עד 50 ס"מ).

לא כוכבים וגלקסיות רדיו, לא גז בין-גלקטי חם, ולא פליטה מחדש של אור נראה על ידי אבק בין כוכבי יכולים לייצר קרינה המתקרבת לתכונות של קרינת רקע מיקרוגל: האנרגיה הכוללת של קרינה זו גבוהה מדי, והספקטרום שלה אינו דומה ל או הספקטרום של כוכבים או הספקטרום של מקורות רדיו. זה, כמו גם ההיעדר הכמעט מוחלט של תנודות עוצמה על פני הכדור השמימי (תנודות זוויתיות בקנה מידה קטן), מוכיח את המקור הקוסמולוגי, השרידי, של קרינת הרקע במיקרוגל.

קרינת הרקע היא איזוטרית רק במערכת הקואורדינטות הקשורה לגלקסיות "פיזור", במה שנקרא. מערכת התייחסות נלווית (מערכת זו מתרחבת יחד עם היקום). בכל מערכת קואורדינטות אחרת, עוצמת הקרינה תלויה בכיוון. עובדה זו פותחת את האפשרות למדוד את מהירות השמש ביחס למערכת הקואורדינטות הקשורה לקרינת הרקע של המיקרוגל. ואכן, בשל אפקט דופלר, לפוטונים המתפשטים לעבר צופה נע יש אנרגיה גבוהה יותר מאלו שמדביקים אותו, למרות העובדה שבמערכת הקשורה ל-m.f. כלומר, האנרגיות שלהם שוות. לכן, טמפרטורת הקרינה של צופה כזה מסתבר כתלויה בכיוון. אניזוטרופיה דיפול של CMB הקשורה לתנועה מערכת השמשיחסית לשדה של קרינה זו, היא הוקמה כעת היטב: בכיוון קבוצת הכוכבים אריה, הטמפרטורה של קרינת השרידים גבוהה ב-3.5 מ"ק מהממוצע, ובכיוון ההפוך (קבוצת הכוכבים דלי) היא אותה כמות מתחת לממוצע. כתוצאה מכך, השמש (יחד עם כדור הארץ) נעה ביחס ל-m.f. ו. במהירות של כ-400 קמ"ש לכיוון קבוצת הכוכבים אריה. הדיוק של התצפיות כה גבוה עד שהנסיינים מתעדים את מהירות כדור הארץ סביב השמש כ-30 קמ"ש. התחשבות במהירות השמש סביב מרכז הגלקסיה מאפשרת לנו לקבוע את מהירות הגלקסיה ביחס לקרינת הרקע. היא כ-600 קמ"ש. ספקטרופוטומטר קרינה אינפרא אדום רחוק (FIRAS) בלוויין סייר הרקע הקוסמי (COBE) של נאס"א ביצע מדידות מדויקות של הספקטרום של קרינת הרקע הקוסמית של המיקרוגל. מדידות אלו היו המדידות המדויקות ביותר של ספקטרום הגוף השחור עד כה. רוב מפה מפורטתקרינת CMB נבנתה כתוצאה מעבודתה של חללית ה-WMAP האמריקאית.

הספקטרום של קרינת הרקע הקוסמית הממלאת את היקום תואם לספקטרום הקרינה מגוף שחור לחלוטין עם טמפרטורה של 2.725 ק. המקסימום שלו מתרחש בתדר של 160.4 גיגה-הרץ, המתאים לאורך גל של 1.9 מ"מ. הוא איזוטרופי עד ל-0.001% - סטיית הטמפרטורה הסטנדרטית היא בערך 18 μK. ערך זה אינו לוקח בחשבון את האניזוטרופיה הדיפולית (ההבדל בין האזור הקר והחם ביותר הוא 6.706 mK) הנגרמת על ידי שינוי תדר הדופלר של הקרינה עקב המהירות שלנו ביחס למערכת הקואורדינטות הקשורה ל-CMB. אניזוטרופיה דיפול מתאימה לתנועת מערכת השמש לעבר קבוצת הכוכבים בתולה במהירות של? 370 קמ"ש.

בשנת 2006, ג'ון מאתר וג'ורג' סמוט זכו בפרס נובל לפיזיקה על גילוי ספקטרום הגוף השחור והאניזוטרופיה של קרינת הרקע הקוסמית של המיקרוגל. תוצאות אלו התקבלו על סמך מדידות שנעשו באמצעות לוויין COBE ששוגר על ידי נאס"א בשנת 1988. התוצאות של ג'יי מאתר וג'יי סמוט אישרו את מקורו של היקום כתוצאה מהמפץ הגדול. ההבדל הקטן ביותר בטמפרטורה של קרינת הרקע הקוסמית ΔT/T ~ 10 -4 הוא עדות למנגנון היווצרות של גלקסיות וכוכבים.

ג'יי מאתר (נ' 1946)

ג'יי סמוט (נ' 1945)

אורז. 52. ספקטרום גוף שחור של קרינת רקע מיקרוגל קוסמית.

קרינת הרקע הקוסמית של המיקרוגל (או קרינת הרקע הקוסמית של המיקרוגל) התגלתה בשנת 1965 על ידי א' פנזיאס ור' ווילסון. בשלב מוקדם של התפתחות היקום, החומר היה במצב של פלזמה. מדיום כזה אטום לקרינה אלקטרומגנטית; מתרחש פיזור אינטנסיבי של פוטונים על ידי אלקטרונים ופרוטונים. כשהיקום התקרר ל-3000 K, אלקטרונים ופרוטונים התאחדו לאטומי מימן ניטרליים והמדיום הפך שקוף לפוטונים. בזמן זה, גיל היקום היה 300,000 שנים, כך שקרינת הרקע הקוסמית של המיקרוגל מספקת מידע על מצב היקום בעידן זה. בזמן הזה, היקום היה כמעט הומוגני. חוסר ההומוגניות של היקום נקבע על ידי חוסר ההומוגניות של הטמפרטורה של קרינת הרקע הקוסמית של המיקרוגל. הטרוגניות זו היא ΔT/T ≈ 10 -4 −10 -5. חוסר ההומוגניות של קרינת הרקע הקוסמית של המיקרוגל הן עדות לחוסר ההומוגניות של היקום: הכוכבים הראשונים, הגלקסיות, צבירי הגלקסיות. עם התפשטות היקום, אורך הגל של ה-CMB גדל Δλ/λ = ΔR/R וכרגע אורך הגל של ה-CMB הוא בתחום גלי הרדיו, הטמפרטורה של ה-CMB היא T = 2.7 K.

אורז. 53. אניסוטרופיה של קרינת רקע מיקרוגל קוסמית. צבעים כהים יותר מציינים אזורים בספקטרום CMB שיש להם טמפרטורה גבוהה יותר.

ג'יי מאתר: "בהתחלה היה המפץ הגדול−כך אנו אומרים כעת בביטחון רב. הלוויין COBE, שהוצע כפרויקט ב-1974 לסוכנות האווירונאוטיקה והחלל הלאומית (NASA) ושוגר ב-1989, סיפק ראיות חזקות מאוד לטובת זה: לקרינת הרקע הקוסמית של המיקרוגל (CMBR, או קרינת רקע מיקרוגל קוסמית) ספקטרום גוף שחור כמעט אידיאלי עם טמפרטורה
2.725 ±0.001 K, וקרינה זו היא איזוטרופית (זהה בכל הכיוונים) עם סטיית תקן יחסית של לא יותר מ-10 למיליון בסולמות זוויתיים של 7° או יותר. קרינה זו מתפרשת כשיר לשלב מוקדם חם וצפוף במיוחד של התפתחות היקום. בשלב כל כך חם וצפוף, היצירה וההרס של פוטונים, כמו גם יצירת שיווי משקל ביניהם ועם כל שאר צורות החומר והאנרגיה, יתרחשו מהר מאוד בהשוואה לסולם הזמן האופייני להתפשטות היקום . מצב כזה ייצר מיד קרינת גוף שחור. יקום מתרחב חייב לשמור על אופי הגוף השחור של הספקטרום הזה, ולכן מדידת כל סטייה משמעותית מספקטרום הגוף השחור האידיאלי תבטל את כל רעיון המפץ הגדול או תראה שאנרגיה מסוימת נוספה ל-CMB לאחר התבססות המהירה של שיווי המשקל. (לדוגמה, מהתפרקות של חלקיקים ראשוניים מסוימים). העובדה שהקרינה הזו היא איזוטרופית ברמה כה גבוהה היא עדות מרכזית לכך שהיא מגיעה מהמפץ הגדול".

אורז. 54. רוברט ווילסון וארנו פנזיאס באנטנה שבה זוהתה קרינת הרקע הקוסמית של המיקרוגל.

ג'יי סמוט: "לפי התיאוריה של היקום החם, קרינת הרקע הקוסמית של המיקרוגל היא קרינה שיורית שנוצרה בשלבי הטמפרטורה הגבוהה המוקדמים ביותר של התפתחות היקום בזמן שקרוב לתחילת התפשטות היקום המודרני לפני 13.7 מיליארד שנים . ניתן להשתמש בקרינת השרידים עצמה כ כלי רב עוצמהלמדוד את הדינמיקה והגיאומטריה של היקום. CMB התגלה על ידי Penzias ווילסון במעבדה. בלה ב-1964
הם גילו קרינה איזוטרית מתמשכת עם טמפרטורה תרמודינמית של כ-3.2 K. במקביל, פיזיקאים בפרינסטון (דיק, פיבלס, ווילקינסון ורול) פיתחו ניסוי למדידת קרינת הרקע הקוסמית של המיקרוגל שחוזתה על ידי תיאוריית היקום החם. הגילוי המקרי של קרינת הרקע הקוסמית של המיקרוגל על ​​ידי פנזיאס ווילסון הוביל עידן חדש בקוסמולוגיה, שסימן את תחילת הפיכתו ממיתוס וספקולציה לתחום מדעי מלא.
הגילוי של אניזוטרופיה של טמפרטורה ברקע המיקרוגל הקוסמי חולל מהפכה בהבנתנו את היקום, והמחקר המודרני שלו ממשיך לחולל מהפכה בקוסמולוגיה. שרטוט ספקטרום ההספק הזוויתי של תנודות טמפרטורת CMB עם רמות, פסגות אקוסטיות וזנב מתפורר בתדר גבוה הוביל לביסוס מודל קוסמולוגי סטנדרטי שבו הגיאומטריה של החלל שטוחה (המתאימה לצפיפות קריטית), אנרגיה כהה וחושך. החומר שולט, ויש רק מעט חומר רגיל. על פי מודל זה שאושר בהצלחה, המבנה הנצפה של היקום נוצר על ידי חוסר יציבות כבידה, שהגבירה את התנודות הקוונטיות שנוצרו בעידן האינפלציוני המוקדם מאוד. תצפיות נוכחיות ועתידיות יבחנו את המודל הזה ויזהו פרמטרים קוסמולוגיים מרכזיים עם דיוק ומשמעות יוצאי דופן".

קרינה אלקטרומגנטית קוסמית המגיעה לכדור הארץ מכל עברי השמיים באותה עוצמה בערך ובעלת ספקטרום המאפיין קרינת גוף שחור בטמפרטורה של כ-3 K (3 מעלות בסולם קלווין המוחלט, המקביל ל-270 מעלות צלזיוס) . בטמפרטורה זו, החלק העיקרי של הקרינה מגיע מגלי רדיו בטווחי סנטימטר ומילימטר. צפיפות האנרגיה של קרינת הרקע הקוסמית של המיקרוגל היא 0.25 eV/cm 3 .
אסטרונומי רדיו ניסויים מעדיפים לקרוא לקרינה זו "רקע מיקרוגל קוסמי" (CMB). אסטרופיזיקאים תיאורטיים מכנים זאת לעתים קרובות "קרינת שרידים" (המונח הוצע על ידי האסטרופיזיקאי הרוסי I.S. Shklovsky), שכן, במסגרת התיאוריה המקובלת על היקום החם כיום, קרינה זו התעוררה בשלב מוקדם של התרחבותנו העולם, כשהחומר שלו היה כמעט הומוגני וחם מאוד. לפעמים בספרות המדעית והפופולרית ניתן למצוא גם את המונח "קרינה קוסמית בשלוש דרגות". להלן נקרא לקרינה זו "קרינה שרידה".
לגילוי קרינת הרקע הקוסמית במיקרוגל ב-1965 הייתה חשיבות רבה לקוסמולוגיה; זה הפך לאחד ההישגים החשובים ביותר של מדעי הטבע של המאה ה-20. וכמובן, החשוב ביותר לקוסמולוגיה לאחר גילוי ההיסט לאדום בספקטרום של הגלקסיות. קרינת שרידים חלשה מביאה לנו מידע על הרגעים הראשונים לקיומו של היקום שלנו, על אותו עידן מרוחק שבו היקום כולו היה חם ולא היו בו כוכבי לכת, לא כוכבים, לא היו גלקסיות. נערך ב השנים האחרונותמדידות מפורטות של קרינה זו באמצעות מצפה קרקע, סטרטוספירה וחלל מרימות את המסך על המסתורין של עצם לידתו של היקום.
תיאוריית היקום החם.בשנת 1929, האסטרונום האמריקאי אדווין האבל (1889-1953) גילה שרוב הגלקסיות מתרחקות מאיתנו, וככל שהגלקסיה ממוקמת מהר יותר (חוק האבל). זה התפרש כהתפשטות כללית של היקום, שהחלה לפני כ-15 מיליארד שנים. התעוררה השאלה כיצד נראה היקום בעבר הרחוק, כאשר גלקסיות רק החלו להתרחק זו מזו, ואף קודם לכן. למרות שהמנגנון המתמטי המבוסס על תורת היחסות הכללית של איינשטיין ומתאר את הדינמיקה של היקום נוצר עוד בשנות ה-20 על ידי וילם דה סיטר (1872-1934), אלכסנדר פרידמן (1888-1925) וז'ורז' למאיטר (1894-1966), על אודות מצבו הפיזיהיקום ב עידן מוקדםשום דבר לא היה ידוע על התפתחותו. אפילו לא היה בטוח שהיה רגע מסוים בהיסטוריה של היקום שיכול להיחשב כ"תחילת ההתפשטות".
התפתחות הפיזיקה הגרעינית בשנות הארבעים אפשרה להתחיל לפתח מודלים תיאורטיים של התפתחות היקום בעבר, כאשר החומר שלו היה אמור להיות דחוס צפיפות גבוהה, שבהן היו אפשריות תגובות גרעיניות. המודלים האלה, קודם כל, היו אמורים להסביר את הרכב החומר של היקום, שעד אז כבר נמדד בצורה מהימנה למדי מתצפיות על ספקטרום הכוכבים: בממוצע, הם מורכבים מ-2/3 מימן ו-1 /3 הליום, וכל השאר יסודות כימייםביחד לא יותר מ-2%. הכרת תכונותיהם של חלקיקים תוך-גרעיניים - פרוטונים וניטרונים - אפשרה לחשב אפשרויות לתחילת התפשטות היקום, שונות בתכולה ההתחלתית של חלקיקים אלו ובטמפרטורה של החומר והקרינה הנמצאת בשיווי משקל תרמודינמי. עם זה. כל אחת מהאפשרויות נתנה הרכב משלה של החומר המקורי של היקום.
אם נשמיט את הפרטים, אז יש שתי אפשרויות שונות באופן מהותי לתנאים שבהם התרחשה תחילת התפשטות היקום: החומר שלו יכול להיות קר או חם. ההשלכות של תגובות גרעיניות שונות זו מזו באופן מהותי. למרות שהרעיון של האפשרות של עבר חם של היקום הובע על ידי למאיטר בעבודותיו המוקדמות, מבחינה היסטורית הוא היה הראשון לשקול את האפשרות של התחלה קרה בשנות ה-30.
בהנחות הראשונות, האמינו שכל החומר ביקום התקיים לראשונה בצורה של נויטרונים קרים. מאוחר יותר התברר כי הנחה זו סותרת תצפיות. העובדה היא שנייטרון במצב חופשי מתפורר בממוצע 15 דקות לאחר התרחשותו, והופך לפרוטון, אלקטרון ואנטי-נייטרינו. ביקום מתרחב, הפרוטונים שנוצרו יתחילו להתאחד עם הנייטרונים הנותרים, ויוצרים גרעינים של אטומי דאוטריום. יתר על כן, שרשרת של תגובות גרעיניות תוביל ליצירת גרעינים של אטומי הליום. גרעיני אטום מורכבים יותר, כפי שמראים חישובים, למעשה אינם מתעוררים במקרה זה. כתוצאה מכך, כל החומר יהפוך להליום. מסקנה זו עומדת בסתירה חדה עם תצפיות על כוכבים וחומר בין-כוכבי. השכיחות של יסודות כימיים בטבע דוחה את ההשערה כי התפשטות החומר מתחילה בצורה של נויטרונים קרים.
בשנת 1946 בארה"ב, האופציה ה"חמה". בשלבים הראשוניםהרחבת היקום הוצעה על ידי הפיזיקאי יליד רוסיה ג'ורג'יי גאמוב (1904-1968). ב-1948 פורסמה עבודתם של משתפי הפעולה שלו, ראלף אלפר ורוברט הרמן, אשר בחנה תגובות גרעיניות בחומר חם בתחילת ההתפשטות הקוסמולוגית על מנת לקבל את היחסים הנצפים כיום בין כמויות היסודות הכימיים השונים והאיזוטופים שלהם. באותן שנים, הרצון להסביר את מקורם של כל היסודות הכימיים על ידי הסינתזה שלהם ברגעים הראשונים של התפתחות החומר היה טבעי. העובדה היא שבאותה תקופה העריכו בטעות את הזמן שחלף מאז תחילת התפשטות היקום כ-2-4 מיליארד שנים בלבד. זה נבע מהערך המוערך מדי של קבוע האבל, שנבע מתצפיות אסטרונומיות באותן שנים.
בהשוואה בין גיל היקום בין 2-4 מיליארד שנים להערכת גילו של כדור הארץ - כ-4 מיליארד שנים - היינו צריכים להניח שכדור הארץ, השמש והכוכבים נוצרו מחומר ראשוני עם חומר מוכן. תרכובת כימית. האמינו שהרכב זה לא השתנה באופן משמעותי, שכן סינתזה של יסודות בכוכבים היא תהליך איטי ולא היה זמן ליישומו לפני היווצרות כדור הארץ וגופים אחרים.
התיקון שלאחר מכן של סולם המרחקים החוץ-גלקטי הוביל גם לעדכון של גיל היקום. התיאוריה של התפתחות הכוכבים מסבירה בהצלחה את מקורם של כל היסודות הכבדים (כבדים יותר מהליום) על ידי הנוקלאוסינתזה שלהם בכוכבים. אין עוד צורך להסביר את מקורם של כל היסודות, כולל כבדים, בשלב מוקדם של התפשטות היקום. עם זאת, המהות של השערת היקום החמה התבררה כנכונה.
מצד שני, תכולת ההליום של כוכבים וגז בין-כוכבי היא כ-30% במסה. זה הרבה יותר ממה שניתן להסביר על ידי תגובות גרעיניות בכוכבים. המשמעות היא שהליום, בניגוד ליסודות כבדים, צריך להיות מסונתז בתחילת התפשטות היקום, אך במקביל בכמויות מוגבלות.
הרעיון המרכזי של התיאוריה של גאמוב הוא בדיוק שהטמפרטורה הגבוהה של חומר מונעת את הפיכת כל החומר להליום. ברגע של 0.1 שניות לאחר תחילת ההתפשטות, הטמפרטורה הייתה כ-30 מיליארד K. חומר חם כזה מכיל פוטונים רבים בעלי אנרגיה גבוהה. הצפיפות והאנרגיה של הפוטונים כה גבוהות עד שאור מקיים אינטראקציה עם האור, מה שמוביל ליצירת צמדי אלקטרונים-פוזיטרון. השמדת זוגות יכולה, בתורה, להוביל לייצור פוטונים, כמו גם להופעתם של זוגות ניטרינו ואנטי-נייטרינו. ב"קלחת הרותחת" הזו יש חומר רגיל. בשעה מאוד טמפרטורה גבוההגרעיני אטום מורכבים אינם יכולים להתקיים. הם יתנפצו מיד על ידי החלקיקים האנרגטיים שמסביב. לכן, חלקיקים כבדים של חומר קיימים בצורה של נויטרונים ופרוטונים. אינטראקציות עם חלקיקים אנרגטיים גורמות לנייטרונים ולפרוטונים להפוך במהירות זה לזה. עם זאת, התגובות של שילוב נויטרונים עם פרוטונים אינן מתרחשות, מכיוון שגרעין הדאוטריום המתקבל נשבר מיד על ידי חלקיקים בעלי אנרגיה גבוהה. כן בגלל טמפרטורה גבוההכבר בהתחלה נשברת השרשרת המובילה להיווצרות הליום.
רק כאשר היקום, מתרחב, מתקרר לטמפרטורה מתחת למיליארד קלווין, כמות מסוימת של הדאוטריום שנוצר כבר מאוחסנת ומובילה לסינתזה של הליום. חישובים מראים שניתן להתאים את הטמפרטורה והצפיפות של חומר כך שברגע זה שיעור הנייטרונים בחומר הוא כ-15% במסה. נויטרונים אלה, בשילוב עם אותו מספר של פרוטונים, יוצרים כ-30% מההליום. החלקיקים הכבדים הנותרים נותרו בצורת פרוטונים - גרעינים של אטומי מימן. תגובות גרעיניות מסתיימות לאחר חמש הדקות הראשונות לאחר תחילת התפשטות היקום. לאחר מכן, כשהיקום מתרחב, הטמפרטורה של החומר והקרינה שלו יורדת. מעבודותיהם של גאמוב, אלפר והרמן בשנת 1948 זה עלה: אם התיאוריה של היקום החם חוזה את הופעתם של 30% הליום ו-70% מימן כיסודות הכימיים העיקריים של הטבע, אז היקום המודרני חייב להיות מלא בהכרח ב שריד ("שריד") של הקרינה החמה הראשונית, והטמפרטורה המודרנית CMB זה צריך להיות בסביבות 5 K.
עם זאת, על פי ההשערה של גאמוב הניתוח אפשרויות שונותתחילתה של ההתפשטות הקוסמולוגית לא הסתיימה. בתחילת שנות ה-60 נעשה ניסיון גאוני לחזור לגרסה הקרה על ידי י.ב. זלדוביץ', שהציע שהחומר הקר המקורי מורכב מפרוטונים, אלקטרונים וניטרינו. כפי שהראה זלדוביץ', תערובת כזו הופכת עם התפשטות למימן טהור. הליום ויסודות כימיים אחרים, לפי השערה זו, יוצרו מאוחר יותר כאשר נוצרו כוכבים. שימו לב שברגע זה האסטרונומים כבר ידעו שהיקום הוא מספר פעמים עתיק מכדור הארץורוב הכוכבים סביבנו, והנתונים על ריבוי ההליום בחומר פרסטלרי עדיין היו מאוד לא ודאיים באותן שנים.
נראה שהמבחן המכריע לבחירה בין המודלים הקרים והחמים של היקום יכול להיות החיפוש אחר קרינת רקע מיקרוגל קוסמית. אבל מסיבה כלשהי, במשך שנים רבות לאחר התחזית של גאמוב ועמיתיו, איש לא ניסה במודע לזהות את הקרינה הזו. הוא התגלה לגמרי במקרה בשנת 1965 על ידי פיסיקאי רדיו מחברת בל האמריקאית R. Wilson ו-A. Penzias, אשר זכו בפרס נובל בשנת 1978.
בדרך לגילוי קרינת רקע מיקרוגל קוסמית.באמצע שנות ה-60 המשיכו אסטרופיזיקאים לחקור באופן תיאורטי את המודל החם של היקום. חישוב המאפיינים הצפויים של קרינת הרקע הקוסמית של המיקרוגל בוצע בשנת 1964 על ידי A.G. Doroshkevich ו-I.D. Novikov בברית המועצות ובאופן עצמאי על ידי F. Hoyle ו- R. J. Taylor בבריטניה. אבל העבודות הללו, כמו העבודות המוקדמות יותר של גאמוב ועמיתיו, לא משכו תשומת לב. אבל הם כבר הראו באופן משכנע שניתן לצפות בקרינת רקע מיקרוגל קוסמית. למרות החולשה הקיצונית של קרינה זו בעידן שלנו, היא, למרבה המזל, נמצאת באותו אזור של הספקטרום האלקטרומגנטי שבו כל המקורות הקוסמיים האחרים פולטים בדרך כלל קרינה חלשה עוד יותר. לכן, חיפוש ממוקד אחר קרינת הרקע הקוסמית של המיקרוגל היה אמור להוביל לגילויה, אך אסטרונומי הרדיו לא ידעו על כך.
כך אמר א' פנזיאס בהרצאת נובל שלו: "ההכרה הראשונה שפורסמה בקרינת רקע קוסמית של מיקרוגל כתופעה הניתנת לזיהוי בטווח הרדיו הופיעה באביב 1964 ב. מאמר קצרא.ג. דורושקביץ' ואי.ד. נוביקוב, זכאי צפיפות ממוצעתקרינה במטגלקסיה וכמה סוגיות של קוסמולוגיה רלטיביסטית. למרות ש תרגום אנגליהופיע באותה שנה, אבל קצת מאוחר יותר, בכתב העת הידוע "פיזיקה סובייטית - דוחות", המאמר כנראה לא משך את תשומת לבם של מומחים אחרים בתחום זה. המאמר המדהים הזה לא רק מסיק את הספקטרום של ה-CMB כתופעת גל גוף שחור, אלא גם מתמקד בבירור ברפלקטור הקרן באורך עשרים רגל במעבדת בל בקרופורד היל כמכשיר המתאים ביותר לזיהויו!" (מצוטט מתוך: Sharov A.S., Novikov I.D. האיש שגילה את פיצוץ היקום: חייו ופועלו של אדווין האבל M., 1989).
למרבה הצער, מאמר זה נעלם מעיני תיאורטיקנים ומשקיפים כאחד; זה לא עורר את החיפוש אחר קרינת רקע מיקרוגל קוסמית. היסטוריונים של המדע עדיין תוהים מדוע במשך שנים רבות אף אחד לא ניסה לחפש במודע קרינה מהיקום החם. זה מוזר שעבר את הגילוי הזה - אחד הגדולים במאה ה-20. - מדענים עברו כמה פעמים בלי לשים לב אליו.
לדוגמה, ניתן היה לגלות קרינת רקע קוסמית של מיקרוגל עוד בשנת 1941. אז ניתח האסטרונום הקנדי E. McKellar את קווי הקליטה הנגרמים על ידי מולקולות ציאנוגן בין-כוכביות בספקטרום של הכוכב זיטה אופיוצ'י. הוא הגיע למסקנה שהקווים הללו באזור הנראה של הספקטרום יכולים להיווצר רק כאשר האור נספג על ידי מולקולות ציאנוגן מסתובבות, וסיבובם צריך להיות מעורר על ידי קרינה בטמפרטורה של כ-2.3 K. כמובן, אף אחד לא יכול היה לעשות זאת. חשב אז שהעירור של רמות סיבוב של מולקולות אלה נגרמת על ידי קרינת רקע מיקרוגל קוסמית. רק לאחר גילויו ב-1965 פורסמו יצירותיהם של I.S. Shklovsky, J. Field ואחרים, בהם הוכח כי עירור הסיבוב של מולקולות ציאנוגן בין-כוכביות, שקוויהן נצפים בבירור בספקטרום של כוכבים רבים, נגרמת בדיוק על ידי קרינת שרידים.
סיפור דרמטי עוד יותר התרחש באמצע שנות החמישים. אז ביצע המדען הצעיר T.A. שמעונוב, בהדרכתם של אסטרונומי הרדיו הסובייטים המפורסמים S.E. Khaikin ו-N.L. Kaidanovsky, מדידות של פליטת רדיו מהחלל באורך גל של 32 ס"מ. מדידות אלו נעשו באמצעות אנטנת צופר דומה לזו שהייתה בשימוש שנים רבות לאחר מכן על ידי פנזיאס ווילסון. שמעונוב בחן בקפידה התערבות אפשרית. כמובן שבאותה תקופה עדיין לא עמדו לרשותו מקלטים רגישים כמו שהאמריקאים רכשו מאוחר יותר. תוצאות המדידות של שמעונוב פורסמו בשנת 1957 בתזה של המועמד שלו ובכתב העת "מכשירים וטכניקות ניסויים". המסקנה מהמדידות הללו הייתה כדלקמן: "התברר שהערך המוחלט של הטמפרטורה האפקטיבית של פליטת רדיו רקע... שווה ל-4 ± 3 K." שמעונוב ציין את עצמאותה של עוצמת הקרינה מהכיוון בשמיים ומזמן. למרות שטעויות המדידה היו גדולות ואין צורך לדבר על מהימנות כלשהי של המספר 4, כעת ברור לנו ששמעונוב מדד במדויק את קרינת הרקע הקוסמית של המיקרוגל. לרוע המזל, לא הוא עצמו ולא אסטרונומי רדיו אחרים ידעו דבר על אפשרות קיומה של קרינת רקע מיקרוגל קוסמית ולא ייחסו חשיבות ראויה למדידות אלו.
לבסוף, בסביבות 1964, הפיזיקאי הניסיוני המפורסם מפרינסטון (ארה"ב), רוברט דיק, ניגש במודע לבעיה זו. למרות שההיגיון שלו התבסס על התיאוריה של יקום "מתנדנד", שחווה שוב ושוב התרחבות והתכווצות, דיק הבין בבירור את הצורך בחיפוש אחר קרינת רקע מיקרוגל קוסמית. ביוזמתו, בתחילת 1965, התיאורטיקן הצעיר F.J.E. Peebles ביצע את החישובים הדרושים, ו-P.G. Roll ו-D.T. Wilkinson החלו לבנות אנטנה קטנה בעלת רעש נמוך על גג המעבדה הפיזיקלית של פאלמר בפרינסטון. אין צורך להשתמש בטלסקופים רדיו גדולים כדי לחפש קרינת רקע, שכן הקרינה מגיעה מכל הכיוונים. שום דבר לא מרוויח מכך שאנטנה גדולה ממקדת את האלומה לאזור קטן יותר של השמים. אבל לקבוצה של דיק לא היה זמן לעשות את התגלית המתוכננת: כשהציוד שלהם כבר היה מוכן, הם רק היו צריכים לאשר את התגלית שאחרים גילו בטעות יום קודם לכן.