CMB sugárzás

Ereklye sugárzás ( lat.  relictum  - maradék), kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás  - egyenletesen kitölti az Univerzum hősugárzását , amely a hidrogén elsődleges rekombinációjának korszakában keletkezett . Magas fokú izotrópiával és 2,72548 ± 0,00057 K hőmérsékletű , abszolút fekete testre jellemző spektrummal rendelkezik [1] .

A CMB létezését Georgy Gamow elméletileg jósolta meg 1948 -ban az ősrobbanás elméletének részeként . Bár az eredeti ősrobbanás elmélet számos aspektusát felülvizsgálták, azok az alapok, amelyek lehetővé tették a CMB effektív hőmérsékletének előrejelzését, változatlanok maradnak. Létét 1965 -ben kísérletileg igazolták . A kozmológiai vöröseltolódás mellett a CMB-t az ősrobbanás elméletének egyik fő megerősítésének tekintik.

Az orosz nyelvű irodalomban általában használt ereklyesugárzás kifejezést I. S. Shklovsky szovjet asztrofizikus vezette be [ 2 ] .

A sugárzás természete

Az ősrobbanás elmélete szerint a korai univerzum egy forró plazma volt, amely elektronokból , barionokból és folyamatosan kibocsátott, elnyelt és újrakibocsátott fotonokból állt . A fotonok folyamatosan kölcsönhatásba léptek a többi plazmarészecskével, ütköztek velük és energiát cseréltek – az ősrobbanást követő első néhány százezer évben Thomson (az elektron tömegénél jóval kisebb energiákkal) [3] és Compton - szórás (előre és visszafelé, γ + e − ↔ γ + e − ), valamint kettős Compton szórás ( γ + e − ↔ γ + γ + e − , 1 keV feletti hőmérsékleten hatásos) és termikus bremsstrahlung (elektronok szabad átmenetei a protonok és más atommagok mezeje, e − + p + ↔ e − + p + + γ 1 és 90 eV közötti hőmérsékleten dominál [4] . Így a sugárzás az anyaggal termikus egyensúlyi állapotban volt, és spektruma egy abszolút fekete test spektrumának felelt meg [5] .

Ahogy az Univerzum tágul, a kozmológiai vöröseltolódás hatására a plazma lehűlt, és egy bizonyos szakaszban a lelassult elektronok lehetőséget kaptak arra, hogy a lelassult protonokkal ( hidrogénatommagok ) és alfarészecskékkel ( héliummagok ) egyesüljenek, atomokat képezve (ez a folyamat rekombinációnak nevezik ). Ez körülbelül 3000 K plazmahőmérsékleten és az Univerzum hozzávetőleges kora 380 000 évnél történt [6] . Több a szabad tér a részecskék között, kevesebb a töltött részecske, a fotonok már nem szóródnak olyan gyakran, és már szabadon mozoghatnak a térben, gyakorlatilag anélkül, hogy kölcsönhatásba lépnének az anyaggal. Relikvia sugárzás és alkotják azokat a fotonokat, amelyeket akkoriban a plazma bocsátott ki a Föld jövőbeli helye irányába. Ezek a fotonok (a már folyamatban lévő rekombináció miatt) elkerülték a szóródást, és még mindig a táguló Univerzum terén keresztül jutnak el a Földre. Az adott pillanatnak megfelelő megfigyelt gömböt utolsó szórófelületnek nevezzük [3] . Ez a legtávolabbi objektum, amely az elektromágneses spektrumban megfigyelhető.

Az Univerzum további tágulása következtében ennek a sugárzásnak az effektív hőmérséklete majdnem az abszolút nullára csökkent, és már csak 2,725 K.

Kutatástörténet

Első véletlen felfedezés

1941 - ben a ξ Ophiuchus csillag CN molekulák általi fényelnyelését tanulmányozva a csillagközi közegben , Andrew McKellar megjegyezte [7] [8] , hogy az abszorpciós vonalakat nemcsak ennek a molekulának az alapforgási állapotára figyelték meg. a gerjesztett, és a vonal intenzitásának aránya CN ~2,3 K hőmérsékletnek felel meg. Ekkor ezt a jelenséget nem magyarázták [9] .

Előrejelzés

1948- ban a CMB-t Georgy Gamow , Ralph Alpher és Robert Herman jósolta meg az általuk megalkotott első Hot ​​Big Bang elmélet alapján. Sőt, Alfer és Herman meg tudta állapítani, hogy a CMB hőmérsékletének 5 K-nek kell lennie, Gamow pedig 3 K jóslatot adott [10] . Bár létezett néhány becslés a tér hőmérsékletére ezt megelőzően, ezeknek számos hátrányuk volt. Először is, ezek csak a tér effektív hőmérsékletének mérései voltak, nem feltételezték, hogy a sugárzási spektrum megfelel a Planck -törvénynek . Másodszor, a Tejútrendszer peremén lévő különleges elhelyezkedésünktől függtek, és nem feltételezték, hogy a sugárzás izotróp. Ráadásul egészen más eredményeket adnának, ha a Föld valahol máshol lenne az univerzumban.

Háttér

1955 - ben egy posztgraduális rádiócsillagász, Tigran Aramovics Shmaonov a Pulkovo Obszervatóriumban , a jól ismert szovjet rádiócsillagászok , S. E. Khaikin és N. L. Kaidanovsky irányítása alatt 3,2 cm-es hullámhosszon mérte az űrből származó rádiósugárzást, és kísérletileg nem fedezett fel mikrohullám-sugárzást. [11] . A mérésekből a következő következtetést vonták le: "Kiderült, hogy a háttérrádió emisszió effektív hőmérsékletének abszolút értéke... 4 ± 3 K." Shmaonov megjegyezte a sugárzás intenzitásának függetlenségét az égbolt irányától és az időtől. Disszertációja megvédése után az Instruments and Experimental Techniques című nem csillagászati ​​folyóiratban [12] közölt erről egy cikket .

Felfedezés

Gamow eredményeit nem vitatták széles körben. Az 1960-as évek elején azonban ismét Robert Dicke és Yakov Zel'dovich szerezte meg őket.

1964 -ben ez arra késztette David Todd Wilkinsont és Peter Rollt, Dicke kollégáit a Princetoni Egyetemen , hogy kidolgozzák a Dicke radiométert CMB mérésekhez.

1965-ben Arno Penzias és Robert Woodrow Wilson , a holmdale i Bell Telephone Laboratories munkatársa ( New Jersey ) megépített egy, a Dicke sugármérőhöz hasonló műszert , amelyet nem CMB-keresésekhez, hanem rádiócsillagászati ​​és műholdas kommunikációs kísérletekhez kívántak használni. . A beállítás kalibrálásakor kiderült, hogy az antenna zajhőmérséklete 3,5 K volt, amit nem tudtak megmagyarázni. Holmdale hívásakor Dicke humorosan megjegyezte: "Srácok, megugrottak minket!" ("Fiúk, kikaptak minket!"). Egy közös megbeszélés után a Princeton és a Holmdale csoport arra a következtetésre jutott, hogy az antenna ezen hőmérsékletét a CMB okozta. 1978-ban Penzias és Wilson Nobel-díjat kapott felfedezésükért .

Inhomogenitások vizsgálata

1983 -ban végezték el az első kísérletet, a RELIKT-1 -et egy űrhajó kozmikus mikrohullámú háttérsugárzásának mérésére. 1992 januárjában a RELICT-1 kísérlet adatainak elemzése alapján orosz tudósok bejelentették a reliktum sugárzás anizotrópiájának felfedezését [13] . Kicsit később a fluktuációk felfedezését amerikai tudósok is bejelentették a COBE kísérlet adatai alapján [14] . 2006 - ban a fizikai Nobel-díjat a COBE csoport vezetői, George Smoot és John Mather kapták ezért a felfedezésért , bár orosz kutatók az amerikaiak előtt publikálták eredményeiket [15] [16] [17] [18] .

A NASA COBE műholdján található FIRAS távoli infravörös spektrofotométer az eddigi legpontosabb CMB-spektrum mérést végezte. Megerősítették, hogy megfelel egy teljesen fekete test sugárzási spektrumának, amelynek hőmérséklete 2,725 K.

A kozmikus mikrohullámú háttér legrészletesebb térképe a WMAP amerikai űrszonda munkája eredményeként készült el .

2009. május 14-én felbocsátották az Európai Űrügynökség [19] [20] Planck műholdját . Feltételeztük, hogy a megfigyelések 15 hónapig folytatódnak a repülés esetleges 1 évvel történő meghosszabbításával, és a kísérlet eredményeinek feldolgozása lehetővé teszi a WMAP által nyert adatok ellenőrzését és pontosítását.

Tulajdonságok

Az Univerzumot betöltő relikvi sugárzás spektruma egy teljesen fekete test sugárzási spektrumának felel meg , melynek hőmérséklete 2,725 kelvin . A maximuma 160,4 GHz -es ( mikrohullámú sugárzás ) frekvencián következik be, ami 1,9 mm -es hullámhossznak felel meg (lásd az emissziós spektrumot a jobb oldali ábrán). 0,01%-os pontossággal izotróp – a hőmérsékleti szórás körülbelül 18 µK. Ez az érték nem veszi figyelembe a dipólus anizotrópiát (a leghidegebb és a legmelegebb régió közötti különbség 6,706 mK [21] ), amelyet a sugárzási frekvencia saját sebességünkből adódó Doppler-eltolódása okoz a CMB-hez kapcsolódó referenciakerethez képest . A kozmikus mikrohullámú háttér vöröseltolódása valamivel meghaladja az 1000-et [22] .

Az ereklyesugárzás energiasűrűsége 0,25 eV/cm 3 [23] (4⋅10 −14 J/m 3 ) vagy 400-500 foton/cm 3 [24] .

Dipólus anizotrópia

Még 1969-ben fedezték fel, hogy a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzásban észrevehetően megkülönböztethető egy dipólus komponens: az Oroszlán csillagkép irányában ennek a sugárzásnak a hőmérséklete 0,1%-kal magasabb az átlagosnál, ellenkező irányban pedig a ugyanennyivel alacsonyabb [25] . Ezt a tényt a Doppler-effektus következményeként értelmezik , amely akkor lép fel, amikor a Nap a háttérháttérhez képest körülbelül 370 km/s sebességgel mozog az Oroszlán csillagkép felé. Mivel a Nap a Galaxis közepe körül ~220-230 km/s sebességgel kering a Cygnus csillagkép felé, és a Helyi galaxiscsoport (a Tejútrendszert is magában foglaló galaxiscsoport ) középpontjához képest mozog. [26] , ez azt jelenti, hogy a Helyi Csoport egésze a CMB-hez képest megközelítőleg (modern adatok szerint) km/s sebességgel mozog a galaktikus koordinátákkal rendelkező pont irányába , [27] [28] ( ez a pont a Hidra csillagképben található [29] ).

Vannak alternatív elméletek, amelyek a CMB dipólus komponensének izolálását is megmagyarázhatják [30] .

Kapcsolat az ősrobbanással

Elsődleges anizotrópia

Polarizáció

Az ereklye sugárzás néhány μK szinten polarizálódik . Az E-módot ( gradiens komponens) és a B-módot ( forgó komponens) [31] az elektromágneses sugárzás polarizációjával analóg módon különböztetjük meg . Az E-mód akkor jelenhet meg, ha a sugárzás a Thompson-szórás miatt inhomogén plazmán halad át . A B-mód, amelynek maximális amplitúdója mindössze 0,1 μK , nem jöhet létre a plazmával való kölcsönhatás miatt.

A B-mód az univerzum felfúvódásának jellemzője, és az ősi gravitációs hullámok sűrűsége határozza meg . A B-mód megfigyelése kihívást jelent a CMB ezen alkatrészének ismeretlen zajszintje miatt, valamint amiatt, hogy a B-módot gyenge gravitációs lencsék keverik az erősebb E-móddal [32] .

2015-ig még nincs megfigyelési megerősítés a B-mód felfedezésére vonatkozóan. 2014. március 17-én a Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics tudósai bejelentették egy B-mód felfedezését r = 0,2 [33] [34] [35] [36] [37] mellett . Egy későbbi (2014. szeptember 19-én publikált) elemzés azonban, amelyet kutatók egy másik csoportja végzett a Planck -obszervatórium adatainak felhasználásával , azt mutatta, hogy az eredmény teljes mértékben a galaktikus pornak tulajdonítható [38] .

Másodlagos anizotrópia

A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás másodlagos anizotrópiája a fotonok terjedése során jön létre az utolsó szórás felületéről a megfigyelő felé, például forró gáz szórásával vagy gravitációs potenciálon áthaladva [39] .

Amikor a CMB fotonok akadálytalanul terjedni kezdtek, a közönséges anyag az univerzumban többnyire semleges hidrogén és hélium atomok formájában volt jelen. A galaxisok megfigyelései azonban ma már azt mutatják, hogy az intergalaktikus közeg térfogatának nagy részét ionizált anyag teszi ki (mivel a hidrogénatomokhoz több abszorpciós vonal is kapcsolódik). Ez azt jelenti, hogy volt egy reionizációs időszak , amely során az Univerzumban bizonyos mennyiségű anyag ismét ionokra és elektronokra bomlott [40] .

A mikrohullámú sugárzás fotonjai szabad töltéseken, például elektronokon szóródnak, amelyek nem kötődnek atomokhoz. Egy ionizált univerzumban az ilyen töltött részecskéket ionizáló ultraibolya sugárzás verte ki a semleges atomokból. Manapság ezeknek az ingyenes töltéseknek kellően alacsony a sűrűsége az univerzum térfogatának nagy részén, így nem befolyásolják jelentősen a CMB-t. Ha azonban az intergalaktikus közeget a tágulás nagyon korai szakaszában ionizálták, amikor az univerzum sokkal sűrűbb volt, mint most, akkor ennek két fő következménye van a CMB-re nézve:

• a kis léptékű ingadozások törlődnek, mint ahogy egy tárgyra ködön át nézve is elmosódnak az objektum részletei.
• a szabad elektronok általi fotonszórás ( Thomson-szórás ) anizotrópiát indukál a CMB polarizációjában nagy szögskálákon, ami korrelál a hőmérsékleti anizotrópiával.

Mindkét hatást megfigyelte a WMAP űrteleszkóp, ami azt jelzi, hogy az Univerzum nagyon korai szakaszában ionizálódott ( 17-nél nagyobb vöröseltolódásnál ). Ennek a korai ionizáló sugárzásnak az eredete még mindig tudományos vita tárgya. Ez a sugárzás valószínűleg magában foglalja a legelső csillagok fényét, a szupernóvákat , amelyek ezeknek a csillagoknak az evolúciójából származtak, valamint a hatalmas fekete lyukak akkréciós korongjaiból származó ionizáló sugárzást .

Két másik hatás, amely a reionizáció és a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás megfigyeléseink között keletkezett, és amelyek ingadozások okozói: a Sunyaev-Zeldovich-effektus , amely abban áll, hogy a nagy energiájú elektronok felhője szétszórja a kozmikus mikrohullámú háttérfotonokat. és energiájának egy részét átadja nekik, illetve a Sachs-Wolff-effektus , amely a gravitációs tér változása miatt a fotonspektrum eltolódását okozza a kozmikus mikrohullámú háttérről a spektrum vörös vagy lila tartományába. Ez a két hatás a késői Univerzum struktúráinak hatásához kapcsolódik (a vöröseltolódás kisebb, mint 1-es nagyságrendű). Egyrészt a CMB spektrum elmosódásához vezetnek, mivel az elsődleges anizotrópiára helyezkednek el; másrészt lehetővé teszik a késői Univerzum szerkezeteinek elterjedtségéről való információszerzést, valamint fejlődésük nyomon követését [39] .

CMB megfigyelések

Rádióteleszkópok az Antarktiszon :

• DASI (Degree Angular Scale Interferometer) ( USA ) [41]
• Déli-sark-teleszkóp ( SPT , South Pole Telescope (SPT), South Pole Telescope) (USA) [42]

Űr rádióteleszkópok :

• RELICT-1 (Szovjetunió, 1983-1984)
• COBE (USA, 1989-1996)
• WMAP (USA, 2001-2009)
• Planck (EU, 2009-2013)

Elemzés

A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás elemzése annak térképeinek, szögteljesítmény-spektrumának, végső soron a kozmológiai paramétereknek a megszerzése érdekében összetett, számításilag nehéz feladat. Bár a teljesítményspektrum térképből történő kiszámítása alapvetően egy egyszerű Fourier-transzformáció , amely a háttér gömbharmonikusokká való bomlását reprezentálja , a gyakorlatban azonban nehéz a zajhatásokat figyelembe venni .

Az adatok elemzéséhez speciális csomagokat használnak:

• A HEALPix (Hierarchical Equal Area isoLatitude Pixelization) a WMAP csapat által használt alkalmazáscsomag .
• A GLESP (Gauss-Legendre Sky Pixelization) egy csomag, amelyet a HEALPix alternatívájaként fejlesztettek ki orosz, német, angliai és tajvani tudósok részvételével.

Minden csomag a saját CMB térképtárolási formátumát és saját feldolgozási módszereit használja.

Gyenge multipólusok

A kozmológiai infláció során az első másodpercben. az Ősrobbanást követően a kvantumfluktuációk inhomogenitást okoznak az Univerzumban lévő anyagsűrűségben, amelyek aztán álló (a tér gyors tágulása miatt) azonos kezdeti fázisú akusztikus hullámok formájában oszcillálni kezdenek. Az ereklyesugárzás emissziója során az anyag inhomogenitásai a hullám aktuális fázisától függően kiemelődnek és elnyomódnak. Az ábrán az ereklye sugárzás maximuma olyan akusztikus hullámok hatására alakult ki, amelyeknek a rekombináció idején fázisuk volt . A fennmaradó maximumok , , ... fázisú hullámok eredményeként keletkeztek [43]

A kultúrában

A Csillagkapu: Universe befejezetlen sci-fi sorozatban a CMB-kutatás a Destiny, az Ancients faj pilóta nélküli hajójának fő küldetése . A sorozat mitológiája szerint az Ősök megállapították, hogy a kozmikus mikrohullámú háttér bonyolult szerkezetű jelet tartalmaz, és valószínűleg mesterséges. Azonban, miután több millió évvel ezelőtt elkezdték a kísérletet, az Ősök soha nem fejezték be a felemelkedésük miatt. Mire a sorozat elkezdődik, a Destiny folytatja automatikus utazását több millió fényévnyire a Földtől a jel feltételezett forrásáig, és várja alkotói visszatérését.

Lásd még

• Ereklye hideg hely
• Ereklye neutrínó háttér
• Relikvia gravitációs hullámok

Jegyzetek

1. ↑ Fixsen, DJ The Temperature of the Cosmic Microwave Background  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2009. - Vol. 707 . - P. 916-920 . - doi : 10.1088/0004-637X/707/2/916 . - Iránykód . - arXiv : 0911.1955 .
2. ↑ Shklovsky I. S., Univerzum, élet, elme. M.: Nauka., 1987 . Letöltve: 2007. szeptember 27. Az eredetiből archiválva : 2008. április 18.. (határozatlan)
3. ↑ 1 2 D. Yu. Klimushkin, S. V. Grablevsky. 5. fejezet Az ereklyesugárzás és a forró Univerzum elmélete, 5.3. Anyag és sugárzás a forrón táguló univerzumban . Kozmológia (2001). Letöltve: 2013. május 11. Az eredetiből archiválva : 2016. március 12. (határozatlan)
4. ↑ Gawiser E. , Silk J. A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás  //  Physics Reports. - 2000. - Vol. 333-334 . - P. 245-267 . - doi : 10.1016/S0370-1573(00)00025-9 . - arXiv : astro-ph/0002044 .
5. ↑ Megjegyzendő, hogy a Compton-szórás (és a Thomson-szórás, mint kisenergiájú határértéke) önmagában nem tudja megállapítani a spektrum Planck-alakját, mivel nem változtatja meg a fotonok számát; A termikus spektrum kialakításában fontos szerepet játszik a kettős Compton-szórás és a bremsstrahlung, lásd a fent idézett munkát (Gawiser & Silk, 2000).
6. ↑ Planck és a kozmikus mikrohullámú háttér . Európai Űrügynökség (ESA). Letöltve: 2019. április 1. Az eredetiből archiválva : 2019. április 1.. (határozatlan)
7. ↑ A. McKellar. Molekuláris vonalak a kétatomos molekulák legalacsonyabb állapotaiból, amelyek a csillagközi térben valószínűleg jelen lévő atomokból állnak // A Dominion Astrophysical Observatory kiadványai. - 1941. - 1. évf. 7. - P. 251. - .
8. ↑ A. McKellar. A csillagközi vonalak lehetséges molekuláris azonosításának problémái  // Az Astronomical Society of the Pacific kiadványai  . - 1941. - 1. évf. 53 , sz. 314 . - P. 233-235 . - doi : 10.1086/125323 . - Iránykód .
9. ↑ Zeldovich Ya. B., Novikov I. D. Az Univerzum szerkezete és evolúciója. - M. : Nauka, 1975. - S. 156. - 736 p.
10. ↑ Fizika ma , 1950, 8. sz., 76. o
11. ↑ Online enciklopédia "Körülhajózás" . Hozzáférés dátuma: 2009. október 22. Az eredetiből archiválva : 2010. január 24. (határozatlan)
12. ↑ Shmaonov, T. A. (1957). „A rádiósugárzás effektív hőmérsékletének abszolút mérési módszere alacsony ekvivalens hőmérséklet mellett”. A kísérlet eszközei és technikája [ rus. ]. 1 , 83-86.
13. ↑ Strukov IA et al. A Relikt-1 kísérlet – Új eredmények  // A Royal Astronomical Society havi közleményei  . - Oxford University Press , 1992. - Vol. 258 . - P. 37P-40P .
14. ↑ Smooth G. F. et al. A COBE differenciálmikrohullámú radiométer első éves térképeinek szerkezete  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1992. - Vol. 396 . - P. L1-L5 .
15. ↑ Elszalasztott lehetőségek | Elemzések és megjegyzések | RIA Novosti hírfolyam  (elérhetetlen link)
16. ↑ don_beaver - "Ereklye" és "COBE": az elveszett Nobel-díj . Letöltve: 2020. június 26. Az eredetiből archiválva : 2021. március 5. (határozatlan)
17. ↑ John Mather: "A reliktumtagok sok értékes eredményt értek el, de a miénk jobb lett" . Letöltve: 2013. április 14. Az eredetiből archiválva : 2013. április 16.. (határozatlan)
18. ↑ Skulachev D. , Ők voltak az elsők. . Letöltve: 2013. április 14. Az eredetiből archiválva : 2012. március 21.. (határozatlan)
19. ↑ A Planck-misszió hivatalos weboldala Archivált : 2009. október 19. az ESA Wayback Machine -nél
20. ↑ Üzenet az Astronet.ru webhelyen . Letöltve: 2009. október 28. Az eredetiből archiválva : 2009. november 26.. (határozatlan)
21. ↑ WMAP . Letöltve: 2006. december 17. Az eredetiből archiválva : 2006. december 9.. (határozatlan)
22. ↑ http://elementy.ru/news/430163 Archív másolat 2009. január 22-én a Wayback Machine Results-nál a WMAP műholdról
23. ↑ Ereklyesugárzás az Encyclopedia Around the World-ben . Hozzáférés dátuma: 2009. október 22. Az eredetiből archiválva : 2010. január 24. (határozatlan)
24. ↑ Mikrohullámú háttérsugárzás a fizikai enciklopédiában . Letöltve: 2014. december 6. Az eredetiből archiválva : 2014. december 11.. (határozatlan)
25. ↑ Wright EL A CMB dipólus anizotrópia története . Letöltve: 2014. június 14. Az eredetiből archiválva : 2010. június 25.. (határozatlan)
26. ↑ Csernin A. D., Csillagok és fizika, M.: Nauka, 1984, p. 152-153
27. ↑ Kogut, A.; et al. Dipólus anizotrópia a COBE differenciálmikrohullámú radiométerekben az első éves égbolttérképekben  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1993. - Vol. 419 . - P. 1-6 . - doi : 10.1086/173453 .
28. ↑ APOD: 2009. szeptember 6. - CMBR Dipólus: Gyorsulás az univerzumon keresztül . Letöltve: 2009. november 3. Az eredetiből archiválva : 2011. január 16.. (határozatlan)
29. ↑ Hová megyünk? . Hozzáférés dátuma: 2013. május 13. Az eredetiből archiválva : 2013. február 8. (határozatlan)
30. ↑ Inoue, KT; Silk, J. Helyi üregek, mint a nagyszögű kozmikus mikrohullámú háttér anomáliáinak eredete: A kozmológiai állandó hatása  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2007. - Vol. 664 , sz. 2 . - P. 650-659 . - doi : 10.1086/517603 .
31. ↑ CMB polarizáció (nem elérhető link) . Letöltve: 2009. november 17. Az eredetiből archiválva : 2011. augusztus 22.. (határozatlan) 
32. ↑ Lewis, A.; Challinor, A. A CMB gyenge gravitációs lencséje // Physics Reports . - 2006. - T. 429 . - S. 1-65 . - doi : 10.1016/j.physrep.2006.03.002 .
33. ↑ Clavin, Whitney. A NASA Technology az Univerzum születését  látja . NASA (2014. március 17.). Letöltve: 2014. március 18. Az eredetiből archiválva : 2019. május 20.
34. ↑ Dennis Overbye . Hullámok észlelése az űrtámpilléreken Az ősrobbanás  mérföldkőjének elmélete . The New York Times (2014. március 17.). Letöltve: 2014. március 18. Az eredetiből archiválva : 2018. június 14.
35. ↑ Jonathan Amos. Ősrobbanás gravitációs hullámot fedeztek fel . BBC orosz szolgálat (2014. március 18.). Hozzáférés dátuma: 2014. március 18. Az eredetiből archiválva : 2014. március 20. (határozatlan)
36. ↑ David A. Aguilar, Christine Pulliam. A kozmikus infláció  első közvetlen bizonyítéka . Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (2014. március 17.). Letöltve: 2014. március 17. Az eredetiből archiválva : 2014. április 29..
37. ↑ Ira Solomonova. Szinte hihetetlen! A fizikusok először bizonyították a gravitációs hullámok létezését . Fast Slon . Slon.ru (2014. március 17.). Hozzáférés dátuma: 2014. március 17. Az eredetiből archiválva : 2014. március 18. (határozatlan)
38. ↑ Ivanov Igor. A Planck Obszervatórium új adatai megzavarták a BICEP2 eredmények túlságosan optimista értelmezését . "Elements.ru" (2014. szeptember 21.). Letöltve: 2015. június 5. Az eredetiből archiválva : 2014. október 6.. (határozatlan)
39. ↑ 1 2 Gobunov D.S., Rubakov V.A. Bevezetés a korai Univerzum elméletébe: Kozmológiai perturbációk. inflációs elmélet . - M. : KRASAND, 2010. - S. 276-277. — 555 p. - ISBN 978-5-396-00046-9 . (Hozzáférés: 2013. április 17.)  
40. ↑ Gobunov D.S., Rubakov V.A. Bevezetés a korai Univerzum elméletébe: Forró ősrobbanás elmélet. - M. : LKI, 2006. - S. 35-36. — 552 p. - ISBN 978-5-382-00657-4 .
41. ↑ Egy Antarktiszon található rádióteleszkóp rögzítette a kozmikus mikrohullámú háttér polarizációját Archív másolat 2012. november 2-án a Wayback Machine -en // 2002.09.21 .
42. ↑ Az Antarktiszon található amerikai teleszkóp elkapta az Univerzum ősrobbanása „visszhangjának” első kvantumát. A Wayback Machine 2014. augusztus 10-i archív másolata // 2007. február 28.
43. ↑ Boris Stern , Valerij Rubakov Asztrofizika. Trinity lehetőség. - M., AST, 2020. - p. 93-104

Irodalom

• J. F. Smoot . A CMB-sugárzás anizotrópiája: felfedezés és tudományos jelentősége  // Uspekhi fizicheskikh nauk . - Orosz Tudományos Akadémia , 2007. - T. 177 , 12. sz . - S. 1294 . - doi : 10.3367/UFNr.0177.200712d.1294 . (Orosz)
• Jean-Marc Bonnet-Bidaud. Az Univerzum szórt fénye - A mikrohullámú háttérről a felfedezése előtt és után: nyitott kérdések  // A fizika alapjai  . - 2017. - doi : 10.1007/s10701-016-0056-1 . - arXiv : 1701.01017 .
• Naselsky P.D., Novikov D.I., Novikov I.D. Az Univerzum relic sugárzása. — M .: Nauka, 2003. — 390 p. — ISBN 9785020063686 .

Linkek

• Mikrohullámú háttérsugárzás (relikvia sugárzás). R. A. Sunyaev.
• Asztronet. Dokumentumok a következő kulcsszóval: Ereklyesugárzás.
• Ereklye sugárzás. Enciklopédia "Circumnavigation".
• A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás.
• A mikrohullámú háttér anizotrópiák fizikája.
• LAMBDA – Örökségi archívum a mikrohullámú háttéradatok elemzéséhez. NASA
• Első éves WMAP műszaki papírok.
• Weboldal a modern kozmológiáról.
• Videó "CMB polarizáció"

Szótárak és enciklopédiák	Nagy dán nagy kínai Nagy norvég Nagy orosz a világ körül Britannica (online) Universalis
Bibliográfiai katalógusokban	GND : 4165370-1 J9U : 987007555983505171 LCCN : sh85110349 NKC : 884092