Issiq koinot modeliga ko'ra, kengayib borayotgan koinot moddasi o'tmishda hozirgidan ancha yuqori zichlikka va juda yuqori haroratga ega edi. Da T> 10 8 K birlamchi, protonlar, geliy ionlari va elektronlardan tashkil topgan, doimiy ravishda chiqaradigan, sochuvchi va yutuvchi fotonlarni to'liq emissiyada bo'lgan. Koinotning keyingi kengayishi paytida plazma va radiatsiya harorati pasayib ketdi. Zarrachalarning fotonlar bilan o'zaro ta'siri, xarakterli kengayish davrida radiatsiya spektriga sezilarli ta'sir ko'rsatishga vaqt topa olmadi (bu vaqtga kelib bremsstrahlung nurlanishi nuqtai nazaridan koinot birlikdan ancha past bo'lgan). Biroq, koinotning kengayishi paytida radiatsiyaning materiya bilan o'zaro ta'siri to'liq bo'lmasa ham, nurlanishning qora tana spektri qora tan bo'lib qoladi, faqat nurlanish harorati pasayadi. Harorat 4000 K dan oshganda, birlamchi modda to'liq ionlashtirildi, bir tarqalish hodisasidan ikkinchisiga fotonlarning diapazoni ancha kam edi. 4000 K da protonlar va elektronlar yo'qoldi, plazma neytral vodorod va geliy atomlari aralashmasiga aylandi va Olam nurlanish uchun butunlay shaffof bo'ldi. Uning yanada kengayishi jarayonida radiatsiya harorati pasayishda davom etdi, ammo radiatsiyaning qora tana tabiati dunyo evolyutsiyasining dastlabki davrining "xotirasi" sifatida qoldiq sifatida saqlanib qoldi. Bu nurlanish avval 7,35 sm to‘lqinda, keyin esa boshqa to‘lqinlarda (0,6 mm dan 50 sm gacha) aniqlangan.
M.f.ning harorati. Va. 10% aniqlik bilan 2,7 K. Avg ga teng bo'lib chiqdi. bu nurlanish fotonlarining energiyasi nihoyatda past - koʻrinadigan yorugʻlik fotonlarining energiyasidan 3000 marta kam, lekin fotonlar soni M.f. Va. juda katta. Olamdagi har bir atom uchun M.f ning ~ 10 9 fotonlari mavjud. Va. (1 sm3 ga o'rtacha 400-500 foton).
M. f ning haroratini aniqlashning bevosita usuli bilan bir qatorda. Va. - radiatsiya spektridagi energiya taqsimoti egri chizig'iga ko'ra (qarang), bilvosita usul ham mavjud - yulduzlararo muhitdagi molekulalarning quyi energiya darajalarining populyatsiyasiga ko'ra. Foton M. tomonidan yutilganda f. Va. molekula bazadan siljiydi. hayajonlangan holatga keltiring. Radiatsiya harorati qanchalik baland bo'lsa, molekulalarni qo'zg'atish uchun etarli energiyaga ega bo'lgan fotonlarning zichligi shunchalik yuqori bo'ladi va ularning nisbati qo'zg'atilgan darajada katta bo'ladi. Qo'zg'atilgan molekulalar soni bo'yicha (darajali aholi soni) hayajonli nurlanishning haroratini aniqlash mumkin. Shunday qilib, optik kuzatishlar. Yulduzlararo moviy (CN) ning yutilish chiziqlari shuni ko'rsatadiki, uning quyi energiya darajalari xuddi CN molekulalari uch darajali qora tanli nurlanish maydonida bo'lgandek to'plangan. Bu haqiqat 1941 yilda, M. f kashf etilishidan ancha oldin aniqlangan (lekin to'liq tushunilmagan). Va. bevosita kuzatishlar.Na yulduzlar, na radiogalaktikalar, na issiq intergalaktikalar. gaz yoki yulduzlararo chang tomonidan ko'rinadigan yorug'likning qayta tarqalishi magnit f ga yaqinlashadigan nurlanishni keltirib chiqara olmaydi. i.: bu nurlanishning umumiy energiyasi juda yuqori va uning spektri yulduzlar spektriga ham, radio manbalari spektriga ham oʻxshamaydi (1-rasm). Bu, shuningdek, osmon sferasi bo'ylab intensivlik tebranishlarining deyarli to'liq yo'qligi (kichik o'lchamdagi burchak tebranishlari) magnit f ning kosmologik, relikt kelib chiqishini isbotlaydi. Va.
M. f ning tebranishlari. Va.
M. f intensivligidagi kichik farqlarni aniqlash. ya'ni, samoviy sferaning turli qismlaridan olingan, keyinchalik galaktikalar va galaktikalar klasterlarining shakllanishiga olib keladigan materiyadagi birlamchi buzilishlarning tabiati haqida bir qator xulosalar chiqarishga imkon beradi. Zamonaviy galaktikalar va ularning klasterlari koinotda vodorodning rekombinatsiyasidan oldin mavjud bo'lgan materiya zichligidagi ahamiyatsiz amplituda bir jinsli bo'lmaganliklarning o'sishi natijasida hosil bo'lgan. Har qanday kosmologik uchun modelda, koinotning kengayishi paytida bir xillik amplitudasining o'sish qonunini topish mumkin. Agar siz moddaning bir xilligi amplitudalari rekombinatsiya paytida qanday bo'lganini bilsangiz, ularning o'sishi va birlik tartibiga aylanishi uchun qancha vaqt kerakligini aniqlashingiz mumkin. Shundan so'ng, zichligi o'rtacha darajadan sezilarli darajada yuqori bo'lgan hududlar umumiy kengayish fonidan ajralib turishi va galaktikalar va ularning klasterlarini keltirib chiqarishi kerak edi. Faqat relikt nurlanish rekombinatsiya paytidagi bir xillikdagi dastlabki zichlik amplitudasi haqida "aytib berishi" mumkin. Rekombinatsiyadan oldin nurlanish materiya (tarqalgan elektronlar fotonlari) bilan chambarchas bog'langanligi sababli, materiyaning fazoviy taqsimlanishidagi bir xillik radiatsiya energiyasining zichligidagi bir hil bo'lmagan, ya'ni Olamning turli zichlikdagi hududlarida radiatsiya haroratining farqiga olib keldi. Rekombinatsiyadan so'ng modda radiatsiya bilan o'zaro ta'sir qilishni to'xtatib, unga shaffof bo'lganda, M. f. Va. rekombinatsiya davrida koinotdagi zichlikning bir xilligi haqidagi barcha ma'lumotlarni saqlab qolishi kerak edi. Agar notekisliklar mavjud bo'lsa, u holda M.f.ning harorati. Va. o'zgaruvchan bo'lishi va kuzatish yo'nalishiga bog'liq bo'lishi kerak. Biroq, kutilgan tebranishlarni aniqlash uchun tajribalar hali etarli emas yuqori aniqlik. Ular tebranish qiymatlari uchun faqat yuqori chegaralarni beradi. Kichik burchakli shkalalarda (bir minut yoydan olti darajagacha) tebranishlar 10 -4 K dan oshmaydi. Magnit f ning tebranishlarini qidirish. Va. diskret kosmik elementlar fon tebranishlariga hissa qo'shishi bilan ham murakkablashadi. radio manbalari, Yer atmosferasining radiatsiyalari oʻzgarib turadi va hokazo.. Katta burchak masshtablarida oʻtkazilgan tajribalar ham M. f ning haroratini koʻrsatdi. Va. kuzatish yo'nalishidan amalda mustaqil: og'ishlar K dan oshmaydi. Olingan ma'lumotlar "tarqaladigan" galaktikalarni bevosita kuzatishlar bilan solishtirganda koinot kengayishining anizotropiya darajasini baholashni 100 baravar kamaytirish imkonini berdi. .
M. f. Va. "yangi efir" sifatida.
M. f. Va. izotropik faqat "tarqaladigan" galaktikalar bilan bog'liq bo'lgan koordinatalar tizimida. hamrohlik qiluvchi mos yozuvlar tizimi (bu tizim Koinot bilan birga kengayadi). Har qanday boshqa koordinatalar tizimida nurlanishning intensivligi yo'nalishga bog'liq. Bu fakt Quyosh tezligini magnit maydon bilan bog'liq bo'lgan koordinatalar tizimiga nisbatan o'lchash imkoniyatini ochadi. Va. Darhaqiqat, Doppler effekti tufayli harakatlanuvchi kuzatuvchi tomon tarqaladigan fotonlar magnit f bilan bog'liq bo'lgan tizimda bo'lishiga qaramay, uni quvib yetadiganlarga qaraganda yuqori energiyaga ega. ya'ni, ularning energiyalari teng. Shuning uchun bunday kuzatuvchi uchun radiatsiya harorati yo'nalishga bog'liq bo'lib chiqadi: , qaerda T 0 - chorshanba osmon bo'ylab radiatsiya harorati, v- kuzatuvchining tezligi, - tezlik vektori va kuzatish yo'nalishi orasidagi burchak.
Kosmik mikrotoʻlqinli fon nurlanishining dipol anizotropiyasi, Quyosh sistemasining bu nurlanish maydoniga nisbatan harakati bilan bogʻliq boʻlib, hozir qatʼiy oʻrnatilgan (2-rasm): Arslon yulduz turkumi yoʻnalishida, M.f.ning harorati. Va. o'rtacha ko'rsatkichdan 3,5 mK ga yuqori va teskari yo'nalishda (Aquarius yulduz turkumi) o'rtacha ko'rsatkichdan bir xil darajada past. Binobarin, Quyosh (Yer bilan birga) magnit funksiyasiga nisbatan harakat qiladi. Va. taxminan tezlikda. Leo yulduz turkumi tomon 400 km/s. Kuzatishlarning aniqligi shunchalik yuqoriki, tajribachilar Yerning Quyosh atrofidagi tezligini 30 km/s deb qayd etadilar. Quyoshning Galaktika markazi atrofida harakat tezligini hisobga olish Galaktikaning magnit f ga nisbatan harakat tezligini aniqlash imkonini beradi. Va. U 600 km/s. Asosan, CMBga nisbatan boy galaktika klasterlarining tezligini aniqlashga imkon beruvchi usul mavjud (qarang).
Spektr M. f. Va.
Shaklda. 1-jadvalda M. f bo'yicha mavjud eksperimental ma'lumotlar keltirilgan. Va. va 2,7 K haroratga ega bo'lgan mutlaq qora jismning muvozanat nurlanish spektrida energiya taqsimotining Plank egri chizig'i. eksperimental nuqtalar nazariyaga yaxshi mos keladi qiyshiq. Bu issiq Koinot modeliga kuchli yordam beradi.
E'tibor bering, santimetr va dekimetrli to'lqinlar oralig'ida M. f. haroratning o'lchovlari. Va. radioteleskoplar yordamida Yer yuzasidan mumkin. Millimetrda va ayniqsa submillimetr diapazonlarida atmosfera nurlanishi magnit fizikasini kuzatishga xalaqit beradi. va., shuning uchun, o'lchovlar keng polosali amalga oshiriladi, ustiga o'rnatilgan sharlar(tsilindrlar) va raketalar. M. f spektri boʻyicha qimmatli maʼlumotlar. Va. millimetr mintaqasida issiq yulduzlar spektrlarida yulduzlararo muhit molekulalarining yutilish chiziqlarini kuzatish natijasida olingan. Ma'lum bo'lishicha, asosiysi M. f ning energiya zichligiga hissasi. Va. 6 dan 0,6 mm gacha radiatsiya hosil qiladi, uning harorati 3 K ga yaqin. Bu to'lqin uzunligi oralig'ida magnit f ning energiya zichligi. Va. =0,25 eV/sm 3 .
Kosmologik ko'plab materiya va antimateriya jarayonlarini, rivojlangan, keng ko'lamli potentsial harakatlarning tarqalishini, birlamchi kichik massalarning bug'lanishini, beqaror massalarning parchalanishini ko'rib chiqadigan galaktikalarning paydo bo'lishi nazariyalari va nazariyalari. olam kengayishining dastlabki bosqichlarida energiya chiqishi. Shu bilan birga, energiyaning har qanday chiqarilishi align="absmiddle" width="127" height="18"> bosqichida M. f harorati. Va. 3 K gacha o'zgarib turadi, uning qora tan spektrini sezilarli darajada buzishi kerak edi. Shunday qilib, M. f ning spektri. Va. Koinotning issiqlik tarixi haqida ma'lumot olib boradi. Bundan tashqari, bu ma'lumot farqlanadi: har birida energiya chiqishi uch bosqich kengaytirish (K; 3T 4000 K). Bunday energetik fotonlar juda kam (ularning umumiy sonidan ~ 10 -9). Shuning uchun neytral atomlarning hosil bo'lishidan kelib chiqadigan rekombinatsion nurlanish magnit maydonning spektrini sezilarli darajada buzishi kerak edi. Va. 250 mikron to'lqinlarda.Galaktikalar paydo bo'lishi paytida modda yana bir qizib ketishi mumkin. Spektr M. f. Va. shu bilan birga, u ham o'zgarishi mumkin, chunki relikt fotonlarning issiq elektronlar tomonidan tarqalishi fotonlarning energiyasini oshiradi (qarang). Ayniqsa kuchli o'zgarishlar bu holda spektrning qisqa to'lqinli hududida sodir bo'ladi. M. f spektrining mumkin bo'lgan buzilishlarini ko'rsatadigan egri chiziqlardan biri. i., rasmda ko'rsatilgan. 1 (chiziqli egri chiziq). M. f spektridagi mavjud oʻzgarishlar. Va. Olamdagi materiyaning ikkilamchi qizishi rekombinatsiyadan ancha kechroq sodir bo'lganligini ko'rsatdi.
M. f. Va. va kosmik nurlar.
Kosmik nurlar (protonlar va yadrolar yuqori energiya; metr diapazonidagi bizning va boshqa galaktikalarning radio emissiyasini aniqlaydigan ultrarelyativistik elektronlar) yulduzlar va galaktik yadrolardagi ulkan portlash jarayonlari haqida ma'lumot olib boradi, ular davomida ular tug'iladi. Ma'lum bo'lishicha, koinotdagi yuqori energiyali zarralarning umri ko'p jihatdan magnit maydon fotonlariga bog'liq. ya'ni, kam energiyaga ega, lekin juda ko'p - ularning soni koinotdagi atomlardan milliard marta ko'p (bu nisbat koinotning kengayishi paytida saqlanadi). Ultrarelativistik elektronlarning to'qnashuvida, kosmik. fotonlar bilan nurlar M. f. Va. energiya va momentumning qayta taqsimlanishi sodir bo'ladi. Fotonning energiyasi ko'p marta ortadi va radio foton rentgen fotonga aylanadi. nurlanish, elektronning energiyasi ahamiyatsiz o'zgaradi. Bu jarayon ko'p marta takrorlanganligi sababli elektron asta-sekin butun energiyasini yo'qotadi. Sun'iy yo'ldoshlar va rentgen raketalaridan kuzatilgan. fon radiatsiyasi qisman bu jarayonga bog'liq ko'rinadi.
Oʻta yuqori energiyali protonlar va yadrolar ham M. f. taʼsiriga duchor boʻladi. ya'ni: ular bilan to'qnashganda yadrolar bo'linadi va protonlar bilan to'qnashuv yangi zarrachalarning (elektron-pozitron juftlari, -mezonlar va boshqalar) tug'ilishiga olib keladi. Natijada, proton energiyasi tezda ostonaga tushadi, undan pastda energiya va impulsning saqlanish qonunlariga ko'ra zarrachalarning tug'ilishi imkonsiz bo'ladi. Aynan shu jarayonlar amaliy bo'ladi kosmosda yo'qligi energiya 10-20 eV bo'lgan zarrachalarning nurlari, shuningdek, oz miqdordagi og'ir yadrolar.
Lit.:
Zeldovich Ya.B., Koinotning "Hot" modeli, UFN, 1966, v. 89, v. 4, p. 647; Weinberg S., Birinchi uch daqiqa, trans. Ingliz tilidan, M., 1981.
O'quvchi allaqachon payqagan bo'lsa kerak, radioastronomiya tarixi shunday rivojlangan eng muhim kashfiyotlar fanning bu sohasida tasodifiy amalga oshirildi. Radio astronomiyasining boshlanishi tasodifiy kashfiyot Yanskiy koinotdan Yerga keladigan diskret nurlanish manbalari. Tadqiqot paytida
Radio to'lqinlarining miltillashi hodisasi tasodifiy, yonma-yon, ammo bundan ham muhimroq natija - pulsarlar topildi.
Boshqa yirik kashfiyot bizning kunlarimiz yangi hodisani kashf qilganlar uchun mutlaqo kutilmaganda sodir bo'ldi. 1965 yilda Penzias va Wilson, ikki radio mutaxassisi, Bell nomidan, juda sezgir radio qabul qilish qurilmalaridan birini tekshirib ko'rdi va barcha mumkin bo'lgan shovqinlarning ta'sirini bartaraf etish uchun uni yaxshiladi. Qachon keyin uzoq ish Ular bu yo'nalishda hamma narsani qilishgan va er usti manbalarining ta'sirini butunlay yo'q qilish kerak degan xulosaga kelishdi, osmonga qaratilgan qabul qiluvchi qurilma juda zaif bo'lsa-da, lekin ishonchli tarzda qabul qilishda davom etgan; ro'yxatga olingan radio emissiya. Uning o'ziga xosligi shundaki, radiatsiya intensivligi barcha yo'nalishlar uchun deyarli qat'iy barqarorlikni ko'rsatdi, albatta, radio emissiyasining diskret kosmik saddlerlari joylashganlar bundan mustasno.
Keyingi tadqiqotlar kiruvchi nurlanishning to'lqin uzunliklari bo'yicha taqsimlanishi "qora jism" ning nurlanishiga mos kelishini ko'rsatganda, kashfiyotning ahamiyati aniq bo'ldi. Bu tananing haddan tashqari bo'lishidan kelib chiqadigan narsadir past harorat: 3 kelvin (ZK) Wien qonuniga ko'ra (l m · T = 0,2897) bu haroratda maksimal nurlanish energiyasi taxminan 1 mm to'lqin uzunligida sodir bo'ladi.
Aniqlangan radio emissiya intensivligining yo'nalishdan (uning izotropiyasi) deyarli to'liq mustaqilligidan kelib chiqadiki, koinot shu nurlanish bilan o'tadi, u yulduzlar va galaktikalar orasidagi barcha bo'shliqni to'ldiradi; Harorati 3 K bo'lgan mutlaqo qora jism uchun qonun bo'yicha energiyaning spektrda taqsimlanishi shuni ko'rsatadiki, bu nurlanish yulduzlar, tumanliklar va galaktikalarning o'zgargan nurlanishi emas, balki olam bo'shlig'ini to'ldiradigan mustaqil moddadir. . Shuning uchun u fon nurlanishi deb ataladi.
FORK RADIATSIYASI
FORK RADIATSIYASI, tarkibida mavjud bo'lgan radiatsiya muhit normal sharoitda. Har qanday ma'lum manbadan chiqadigan radiatsiyani o'lchashda buni hisobga olish kerak. Yerda fon nurlanishi tabiiy radioaktiv moddalarning parchalanishi natijasida yuzaga keladi. toshlar. Kosmosda "mikroto'lqinli fon" deb ataladigan narsa "Katta portlash" ta'siriga bog'liq.
Ilmiy-texnik entsiklopedik lug'at.
Astrofizikada diffuz va amalda izotrop elektromagnit nurlanish Koinot. Fon nurlanish spektri uzoq radioto'lqinlardan gamma nurlarigacha tarqaladi. Fon radiatsiyasiga hissa alohida ajratib bo'lmaydigan masofadan kelib chiqishi mumkin... ... Katta ensiklopedik lug'at
fon radiatsiyasi- darajasi foydali signaldan sezilarli darajada past bo'lgan radiatsiya. [L.M. Nevdyaev. Telekommunikatsiya texnologiyalari. Ingliz rus izohli lug'at katalog. Yu.M tomonidan tahrirlangan. Gornostaeva. Moskva, 2002] Telekommunikatsiya mavzulari, asosiy tushunchalar EN... ... Texnik tarjimon uchun qo'llanma
Astrofizikada koinotdan tarqalgan diffuz va amalda izotropik elektromagnit nurlanish. Fon nurlanish spektri uzoq radioto'lqinlardan gamma nurlarigacha tarqaladi. Individual ravishda ajratib bo'lmaydigan uzoq ob'ektlar fon radiatsiyasiga hissa qo'shishi mumkin ... ... ensiklopedik lug'at
fon radiatsiyasi- rus fon nurlanishi (lar), ionlashtiruvchi nurlanishning foni (m); fon nurlanishi (g); radioaktiv fon (m) eng fon radiatsiya fra rayonnement (m) de fond, rayonnement (m) ionisant natural deu Hintergrundstrahlung (f) spa radiación (f) de fondo … Mehnatni muhofaza qilish va xavfsizlik. Ingliz, frantsuz, nemis, ispan tillariga tarjima
fon radiatsiyasi- foninė spinduliuotė statusas T sritis fizika atitikmenys: engl. fon radiatsiya vok. Nulleffektstrahlung, f; Untergrundstrahlung, f rus. fon nurlanishi, n pranc. rayonnement ambiant, m … Fizikos terminų žodynas
fon radiatsiyasi- radiatsiyani o'lchash kerak bo'lgan radioaktiv manbalar bo'lmaganda detektor tomonidan qayd etilgan nurlanish ... Politexnik terminologik izohli lug'at
Astrofizikada diffuz va amalda izotrop elektr toki. mag. koinotdan radiatsiya. Spektr F. va. uzoq radioto'lqinlardan gamma nurlarigacha tarqaladi. F.ga qoʻshgan hissasi va. uzoqdagi manbalarni alohida ajratib bo'lmaydigan va tarqoq havo (gaz, chang),... ... Tabiiy fan. ensiklopedik lug'at
Kosmologiya Koinot yoshi Katta portlash O'tish masofasi CMB nurlanishi Holatning kosmologik tenglamasi Qorong'u energiya Yashirin massa Fridmanning koinot kosmologik printsipi Kosmologik modellar shakllanishi ... Vikipediya
Kosmosning umumiy fonining tarkibiy qismlaridan biri. elektron pochta mag. radiatsiya. R. va. osmon sferasi bo'ylab bir tekis taqsimlangan va intensivlikda taxminan haroratda mutlaq qora jismning termal nurlanishiga to'g'ri keladi. 3 K, Amer tomonidan aniqlangan. olimlar A. Penzias va ... Jismoniy ensiklopediya
CMB radiatsiyasi koinotni to'ldiradi kosmik nurlanish, spektri taxminan 3 K haroratli mutlaqo qora jismning spektriga yaqin. Bir necha mm dan o'nlab sm gacha bo'lgan to'lqinlarda deyarli izotropik tarzda kuzatiladi. Kelib chiqishi...... Zamonaviy ensiklopediya
Fon kosmik nurlanish, uning spektri taxminan harorati bilan butunlay qora jismning spektriga yaqin. 3 K. Bir necha mm dan oʻnlab sm gacha boʻlgan toʻlqinlarda deyarli izotropik tarzda kuzatiladi. Kosmik mikroto'lqinli fon nurlanishining kelib chiqishi evolyutsiya bilan bog'liq ... Katta ensiklopedik lug'at
kosmik mikroto'lqinli fon radiatsiyasi- Koinot rivojlanishining dastlabki bosqichlarida shakllangan fon kosmik radio emissiyasi. [GOST 25645.103 84] Mavzular, shartlar, jismoniy makon. kosmik EN relikt nurlanish ... Texnik tarjimon uchun qo'llanma
Fon kosmik nurlanish, uning spektri taxminan 3 ° K haroratli mutlaqo qora jismning spektriga yaqin. Bir necha millimetrdan o'nlab santimetrgacha bo'lgan to'lqinlarda deyarli izotropik tarzda kuzatiladi. Kosmik mikroto'lqinli fon nurlanishining kelib chiqishi ... ... ensiklopedik lug'at
Koinotning kuzatiladigan qismini to'ldiradigan elektromagnit nurlanish (Qarang: Olam). R. va. Olam kengayishining dastlabki bosqichlarida allaqachon mavjud bo'lgan va uning evolyutsiyasida muhim rol o'ynagan; uning o'tmishi haqida noyob ma'lumot manbai ... Buyuk Sovet Entsiklopediyasi
CMB radiatsiyasi- (Lotin relicium qoldig'idan) "katta portlash" dan keyin o'z rivojlanishini boshlagan koinot evolyutsiyasi bilan bog'liq bo'lgan kosmik elektromagnit nurlanish; fon kosmik nurlanishi, spektri mutlaq qora jismning spektriga yaqin... ... Zamonaviy tabiatshunoslikning boshlanishi
Fon maydoni radiatsiya, spektri taxminan harorati bo'lgan mutlaq qora jismning spektriga yaqin. 3 K. Bir necha tomondan toʻlqinlarda kuzatilgan. mm dan o'nlab sm gacha, deyarli izotropik. R.ning kelib chiqishi va. Olamning evolyutsiyasi bilan bog'liq, o'tmishdagi jannatga ... ... Tabiiy fan. ensiklopedik lug'at
Issiqlik foni kosmik nurlanish, uning spektri 2,7 K haroratli mutlaqo qora jismning spektriga yaqin. Radiatsiyaning kelib chiqishi. uzoq o'tmishda bo'lgan koinot evolyutsiyasi bilan bog'liq yuqori harorat va radiatsiya zichligi ...... Astronomik lug'at
Kosmologiya Koinot yoshi Katta portlash Yaqinlashuvchi masofa CMB Holatning kosmologik tenglamasi Qorong'u energiya Yashirin massa Fridman koinoti Kosmologik tamoyil Kosmologik modellar Shakllanish ... Vikipediya
