CMB žiarenie. Objav kozmického mikrovlnného žiarenia pozadia. Teória horúceho vesmíru
V roku 2006 získali John Mather a George Smoot Nobelovu cenu za fyziku za objav spektra čierneho telesa a anizotropie kozmického mikrovlnného žiarenia pozadia. Tieto výsledky boli získané na základe meraní vykonaných pomocou satelitu COBE vypusteného NASA v roku 1988. Výsledky J. Mathera a J. Smoota potvrdili vznik vesmíru v dôsledku Veľkého tresku. Extrémne malý rozdiel v teplote žiarenia kozmického pozadia ΔT/T ~ 10 -4 svedčí o mechanizme vzniku galaxií a hviezd.
|
J. Mather (nar. 1946) |
 J. Smoot (nar. 1945) |
Ryža. 52. Spektrum čierneho telesa kozmického mikrovlnného žiarenia pozadia.
Kozmické mikrovlnné žiarenie pozadia (alebo kozmické mikrovlnné žiarenie pozadia) objavili v roku 1965 A. Penzias a R. Wilson. V ranom štádiu vývoja vesmíru bola hmota v stave plazmy. Takéto prostredie je nepriepustné pre elektromagnetické žiarenie, dochádza k intenzívnemu rozptylu fotónov elektrónmi a protónmi. Keď sa vesmír ochladil na 3000 K, elektróny a protóny sa spojili do neutrálnych atómov vodíka a médium sa stalo transparentným pre fotóny. V tom čase bol vek vesmíru 300 000 rokov, takže kozmické mikrovlnné žiarenie na pozadí poskytuje informácie o stave vesmíru v tejto dobe. V tom čase bol vesmír prakticky homogénny. Nehomogenity vesmíru sú určené teplotnou nehomogenitou kozmického mikrovlnného žiarenia pozadia. Táto heterogenita je AT/T ≈ 10-4 −10-5. Nehomogenity kozmického mikrovlnného žiarenia pozadia sú svedkami nehomogenít Vesmíru: prvé hviezdy, galaxie, zhluky galaxií. S expanziou vesmíru sa vlnová dĺžka CMB zvýšila Δλ/λ = ΔR/R a v súčasnosti je vlnová dĺžka CMB v oblasti rádiových vĺn, teplota CMB je T = 2,7 K.
Ryža. 53. Anizotropia kozmického mikrovlnného žiarenia pozadia. Tmavšie farby označujú oblasti spektra CMB, ktoré majú vyššiu teplotu.
J. Mather: „Na začiatku bol Veľký tresk−tak teraz hovoríme s veľkou dôverou. Satelit COBE, navrhnutý ako projekt v roku 1974 Národnej agentúre pre letectvo a vesmír (NASA) a vypustený v roku 1989, poskytol veľmi silný dôkaz v prospech tohto: žiarenie kozmického mikrovlnného pozadia (CMBR alebo kozmické mikrovlnné žiarenie pozadia) má spektrum takmer dokonalé čierne teleso s teplotou
2,725 ± 0,001 K a toto žiarenie je izotropné (rovnaké vo všetkých smeroch) s relatívnou štandardnou odchýlkou najviac 10 na milión pri uhlových mierkach 7° alebo viac. Toto žiarenie sa interpretuje ako stopa extrémne horúceho a hustého raného štádia vývoja vesmíru. V takejto horúcej a hustej fáze by vznik a deštrukcia fotónov, ako aj nastolenie rovnováhy medzi nimi a so všetkými ostatnými formami hmoty a energie nastali veľmi rýchlo v porovnaní s charakteristickou časovou mierou expanzie vesmíru. . Takýto stav by okamžite vyvolal žiarenie čierneho telesa. Expandujúci vesmír si musí zachovať povahu čierneho tela tohto spektra, takže meranie akejkoľvek významnej odchýlky od ideálneho spektra čierneho telesa by buď zrušilo celú myšlienku Veľkého tresku, alebo by ukázalo, že do CMB bola pridaná určitá energia po rýchlom nastolení rovnováhy. (napríklad z rozpadu niektorých primárnych častíc). Skutočnosť, že toto žiarenie je do takej vysokej miery izotropné, je kľúčovým dôkazom toho, že pochádza z Veľkého tresku.“
Ryža. 54. Robert Wilson a Arno Penzias pri anténe, kde bolo zaznamenané žiarenie kozmického mikrovlnného pozadia.
J. Smoot: „Podľa teórie horúceho vesmíru je kozmické mikrovlnné žiarenie na pozadí zvyškové žiarenie vytvorené v najskorších vysokoteplotných štádiách vývoja vesmíru v čase blízkom začiatku expanzie moderného vesmíru pred 13,7 miliardami rokov. . Samotný CMB môže byť použitý ako výkonný nástroj na meranie dynamiky a geometrie vesmíru. CMB objavili Penzias a Wilson v laboratóriu. Bella v roku 1964
Objavili perzistentné izotropné žiarenie s termodynamickou teplotou asi 3,2 K. Fyzici v Princetone (Dicke, Peebles, Wilkinson a Roll) v tom istom čase vyvíjali experiment na meranie kozmického mikrovlnného žiarenia pozadia predpovedaného teóriou horúceho vesmíru. . Náhodný objav žiarenia kozmického mikrovlnného pozadia Penziasom a Wilsonom odštartoval novú éru kozmológie a znamenal začiatok jej premeny z mýtov a špekulácií na plnohodnotnú vedeckú oblasť.
Objav teplotnej anizotropie v kozmickom mikrovlnnom pozadí spôsobil revolúciu v našom chápaní vesmíru a jeho moderný výskum pokračuje v prevrate v kozmológii. Vynesenie uhlového výkonového spektra kolísania teploty CMB s plošinami, akustickými vrcholmi a rozpadajúcim sa vysokofrekvenčným chvostom viedlo k vytvoreniu štandardného kozmologického modelu, v ktorom je geometria priestoru plochá (zodpovedá kritickej hustote), tmavá energia a tma. dominuje hmota a je tu len málo obyčajnej hmoty. Podľa tohto úspešne potvrdeného modelu bola pozorovaná štruktúra vesmíru tvorená gravitačnou nestabilitou, ktorá zosilňovala kvantové fluktuácie generované vo veľmi skorej inflačnej ére. Súčasné a budúce pozorovania otestujú tento model a identifikujú kľúčové kozmologické parametre s výnimočnou presnosťou a významom."
CMB žiarenie
Astronomické pozorovania ukazujú, že okrem jednotlivých zdrojov žiarenia v podobe hviezd a galaxií existuje vo Vesmíre žiarenie, ktoré nie je rozdelené na jednotlivé zdroje – žiarenie pozadia. Pozoruje sa vo všetkých rozsahoch elektromagnetického spektra. Žiarenie pozadia je v podstate súčet žiary rôznych zdrojov (galaxie, kvazary, medzigalaktický plyn), tak vzdialených, že moderné prostriedky astronomických pozorovaní ešte nedokážu rozdeliť ich celkové žiarenie na jednotlivé zložky (nezabudnite, že Mliečna dráha bola považovaná za súvislý pruh až do svetla 17. storočia a až v roku 1610 Galileo Galilei, skúmajúc ho ďalekohľadom, zistil, že sa skladá z jednotlivých hviezd).
V roku 1965 objavili americkí rádiotechnici A. Penzias a R. Wilson žiarenie pozadia v mikrovlnnej oblasti (vlnová dĺžka od 300 μm do 50 cm, frekvencia od 6 10 8 Hz do 10 12 Hz). Pri týchto frekvenciách elektromagnetických vĺn jednoducho neexistujú žiadne zdroje, ktoré by mohli produkovať žiarenie na pozadí takého jasu. Toto žiarenie je veľmi homogénne: až do tisícin percent je jeho intenzita konštantná na celej oblohe. Všimnite si, že niekoľko percent „snehu“, ktorý sa objaví na televíznej obrazovke na nenaladenom kanáli, je spôsobených práve mikrovlnným žiarením pozadia.
Hlavnou vlastnosťou mikrovlnného žiarenia pozadia je jeho spektrum (t. j. rozloženie intenzity ako funkcia frekvencie alebo vlnovej dĺžky), znázornené na obr. 5.1.2. Spektrum tohto žiarenia presne zodpovedá teoretickej krivke, fyzike dobre známej – Planckovej krivke. Tento typ spektra sa nazýva spektrum čierneho telesa. Toto spektrum je charakteristické pre úplne nepriehľadnú zahrievanú látku. Teplota mikrovlnného žiarenia je asi 3 K (presnejšie 2,728 K). Nie je možné dosiahnuť Planckovo spektrum pridaním žiarenia z akýchkoľvek zdrojov. Najspoľahlivejšie potvrdenie planckovskej povahy spektra kozmického mikrovlnného žiarenia pozadia bolo získané pomocou amerického satelitu COBE (Cosmic Background Explorer) v roku 1992.
Rovnica Planckovej krivky má tvar
 .
| (5.1) |
Tu je ρ ν spektrálna hustota žiarenia (energia žiarenia na jednotku objemu a na jednotkový frekvenčný interval), ν je frekvencia, h je Planckova konštanta, c je rýchlosť svetla, k je Boltzmannova konštanta, T je teplota žiarenia.
Mikrovlnné žiarenie z vesmíru sa inak nazýva reliktné žiarenie. Tento názov je spôsobený skutočnosťou, že nesie informácie o fyzikálnych podmienkach, ktoré vládli vo vesmíre v čase, keď ešte nevznikli hviezdy a galaxie. Už samotný fakt existencie tohto žiarenia naznačuje, že v minulosti boli vlastnosti Vesmíru výrazne iné ako v súčasnosti. Na potvrdenie tohto záveru uvádzame nasledujúci logický reťazec.
- Keďže spektrum žiarenia kozmického mikrovlnného pozadia je spektrom úplne čierneho telesa, toto žiarenie je tvorené úplne nepriehľadným zahriatym telesom.
- Keďže toto žiarenie k nám rovnomerne prichádza zo všetkých strán, zo všetkých strán nás obklopuje akési nepriehľadné teleso.
- Vesmír - vo svojej modernej podobe - je však takmer úplne priehľadný pre rádiové vlny v mikrovlnnom (milimetrovom a centimetrovom) rozsahu. Preto je hmota vyžarujúca toto žiarenie od nás oveľa ďalej ako akékoľvek pozorovateľné objekty – galaxie, kvazary atď. Pri spomienke na zásadu „čím ďalej v priestore, tým hlbšie v čase“ dospejeme k záveru Vesmír bol úplne nepriehľadný v hlbokej minulosti, keď sa hviezdy a galaxie ešte nesformovali; a keďže je nepriehľadný, znamená to, že je veľmi hustý. Mikrovlnné žiarenie na pozadí je pozostatkom z tej vzdialenej éry.
Poznač si to takmer dokonalá homogenita tohto žiarenia je najlepším argumentom v prospech kozmologického princípu, v prospech homogenity Vesmíru vo veľkých mierkach.
Uveďme niekoľko kvantitatívnych údajov o kozmickom mikrovlnnom žiarení pozadia. Podľa Wienovho zákona sa teplota žiarenia čierneho telesa s vlnovou dĺžkou, pri ktorej nastáva maximum intenzity λ max, vypočíta podľa vzorca
Pre reliktné žiarenie λ max =0,1 cm je priemerná energia kvanta tohto žiarenia približne 1,05·10 -22 J. V súčasnosti je v každom kubickom metre približne 4·10 8 reliktných fotónov. To je asi miliarda krát viac ako častice bežnej hmoty (presnejšie protóny; máme na mysli, samozrejme, priemernú hustotu).
Zmena teploty kozmického mikrovlnného žiarenia pozadia v priebehu času
Na potvrdenie Gamowovho predpokladu o pôvodne horúcom stave vesmíru použijeme údaje o kozmickom mikrovlnnom žiarení pozadia. Pokúsme sa pochopiť, aká bola jeho teplota v minulosti. Inými slovami, zistime, akú teplotu žiarenia kozmického mikrovlnného pozadia by zaznamenal pozorovateľ v galaxii s červeným posunom z. Použijeme na to vzorec (2.1) λ=λ 0 (1+z), znázorňujúci závislosť vlnovej dĺžky akéhokoľvek (vrátane reliktného mikrovlnného pozadia) žiarenia putujúceho v intergalaktickom priestore od červeného posuvu z a Wienov zákon (5.2) T·λ max = 0,29 K cm. Kombináciou týchto vzorcov zistíme, že pri červenom posune z bola teplota žiarenia T CMB
| T(z)=T0 (1+z), | (5.3) |
Kde To = 2,728 K je aktuálna teplota (t. j. pri z = 0). Z tohto vzorca vyplýva, že predtým bola teplota kozmického mikrovlnného žiarenia pozadia vyššia ako teraz.
Existujú aj priame experimentálne potvrdenia tohto vzoru. Skupina amerických vedcov použila najväčší Keckov teleskop na svete (na Havaji) so zrkadlom s priemerom 10 metrov na získanie spektier dvoch kvazarov s červeným posunom z=1,776 az=1,973. Ako títo vedci zistili, spektrálne čiary týchto objektov ukazujú, že sú ožiarené tepelným žiarením s teplotou 7,4 ± 0,8 K a 7,9 ± 1,1 K, čo je vo výbornej zhode s teplotou očakávaného kozmického mikrovlnného žiarenia pozadia. zo vzorca (5.3): T(1,776) =7,58 K a T(1,973)=8,11 K. Zároveň, mimochodom, tieto fakty poskytujú dodatočný argument v prospech skutočnosti, že mikrovlnné žiarenie pozadia k nám prichádza z samých hlbinách Vesmíru.
 . Georgij Antonovič Gamov (1904-1968). |
Čím bližšie k Veľkému tresku, tým horúcejšie je žiarenie kozmického mikrovlnného pozadia. Pri z~1000 (tento červený posun zodpovedá epoche vzdialenej 300 tisíc rokov od Veľkého tresku) bola jeho teplota T~3000 K a v každom kubickom metre bolo asi 4·1017 reliktných fotónov. Takéto silné žiarenie malo ionizovať všetok plyn, ktorý v tom čase existoval. takže, v dávnej minulosti vesmíru hviezdy nemohli existovať a všetka hmota bola hustá, horúca, nepriehľadná plazma.
Práve toto tvrdenie tvorí podstatu teórie horúceho vesmíru, ktorej základy položil vynikajúci fyzik Georgij Antonovič Gamov, ktorý sa narodil a vyštudoval u nás, tu sa preslávil ako fyzik, no bol nútený emigrovať do USA v rokoch stalinistických represií. Táto teória je stručne diskutovaná v tejto časti.
Mikrovlnné žiarenie pozadia (reliktné žiarenie)
- priestor žiarenie so spektrom charakteristickým pre teplotu cca. ZK; určuje intenzitu žiarenia pozadia vesmíru v krátkovlnnom rádiovom rozsahu (pri centimetrových, milimetrových a submilimetrových vlnách). Vyznačuje sa najvyšším stupňom izotropie (intenzita je takmer rovnaká vo všetkých smeroch). Objav M. f. A. (A. Penzias, R. Wilson, 1965, USA) potvrdili tzv. , podal najdôležitejšie experimentálne dôkazy v prospech konceptu izotropie rozpínania vesmíru a jeho homogenity vo veľkých mierkach (pozri).Podľa modelu horúceho vesmíru mala hmota rozpínajúceho sa vesmíru v minulosti oveľa vyššiu hustotu ako teraz a extrémne vysokú teplotu. O T> 10 8 K primárny, pozostávajúci z protónov, héliových iónov a elektrónov, nepretržite emitujúcich, rozptylujúcich a absorbujúcich fotóny, bol v úplnej emisii. Počas následného rozpínania vesmíru teplota plazmy a žiarenia klesla. Interakcia častíc s fotónmi už nemala čas výrazne ovplyvniť spektrum žiarenia počas charakteristického času expanzie (vesmír z hľadiska brzdného žiarenia bol v tomto čase oveľa menší ako jednota). Avšak aj pri úplnej absencii interakcie žiarenia s hmotou počas rozpínania Vesmíru zostáva spektrum žiarenia čierneho telesa čierne, iba sa znižuje teplota žiarenia. Zatiaľ čo teplota prekročila 4000 K, primárna látka bola úplne ionizovaná, rozsah fotónov od jedného rozptylu k druhému bol oveľa menší. Pri 4000 K sa protóny a elektróny stratili, plazma sa zmenila na zmes neutrálnych atómov vodíka a hélia a vesmír sa stal úplne transparentným pre žiarenie. Počas jeho ďalšej expanzie teplota žiarenia naďalej klesala, no čiernotelový charakter žiarenia sa zachoval ako relikt, ako „spomienka“ na rané obdobie vývoja sveta. Toto žiarenie bolo objavené najskôr pri vlne 7,35 cm a potom pri iných vlnách (od 0,6 mm do 50 cm).
Teplota M. f. A. s presnosťou 10% sa ukázalo, že sa rovná 2,7 K. Priem. energia fotónov tohto žiarenia je extrémne nízka - 3000 krát menšia ako energia fotónov viditeľného svetla, ale počet fotónov je M.f. A. veľmi veľký. Na každý atóm vo vesmíre pripadá ~ 109 fotónov M.f. A. (v priemere 400-500 fotónov na 1 cm3).
Spolu s priamou metódou na určenie teploty M. f. A. - podľa krivky rozloženia energie v spektre žiarenia (pozri), existuje aj nepriama metóda - podľa populácie nižších energetických hladín molekúl v medzihviezdnom prostredí. Keď je fotón absorbovaný M.f. A. molekula sa pohybuje od bázy. stav do vzrušeného stavu. Čím vyššia je teplota žiarenia, tým vyššia je hustota fotónov s energiou dostatočnou na excitáciu molekúl a tým väčší je ich podiel na excitovanej úrovni. Podľa počtu excitovaných molekúl (populácie hladín) možno posúdiť teplotu excitujúceho žiarenia. Teda optické pozorovania. Absorpčné čiary medzihviezdnej azúrovej (CN) ukazujú, že jej nižšie energetické hladiny sú osídlené tak, ako keby sa molekuly CN nachádzali v poli trojstupňového žiarenia čierneho telesa. Táto skutočnosť bola preukázaná (ale nie úplne pochopená) už v roku 1941, dlho pred objavom M. f. A. priame pozorovania.Ani hviezdy a rádiové galaxie, ani horúce medzigalaktické. plyn, ani opätovná emisia viditeľného svetla medzihviezdnym prachom nemôže produkovať žiarenie blížiace sa magnetickému f. i.: celková energia tohto žiarenia je príliš vysoká a jeho spektrum nie je podobné spektru hviezd ani spektru rádiových zdrojov (obr. 1). To, ako aj takmer úplná absencia fluktuácií intenzity naprieč nebeskou sférou (malé uhlové fluktuácie), dokazuje kozmologický, reliktný pôvod magnetického f. A.
Výkyvy M. f. A.
Detekcia malých rozdielov v intenzite M. f. i., prijaté z rôznych častí nebeskej sféry, by nám umožnilo vyvodiť niekoľko záverov o povahe primárnych porúch v hmote, ktoré následne viedli k vzniku galaxií a zhlukov galaxií. Moderné galaxie a ich zhluky vznikli v dôsledku rastu nevýznamných amplitúdových nehomogenít v hustote hmoty, ktoré existovali pred rekombináciou vodíka vo vesmíre. Pre akékoľvek kozmologické možno nájsť zákon rastu amplitúdy nehomogenít počas expanzie vesmíru. Ak viete, aké boli amplitúdy nehomogenity látky v momente rekombinácie, môžete určiť, ako dlho trvalo, kým narástli a stali sa rádom jednoty. Potom mali oblasti s hustotou výrazne vyššou ako priemer vyčnievať zo všeobecného rozpínajúceho sa pozadia a dať vznik galaxiám a ich zhlukom. Iba reliktné žiarenie môže „povedať“ o amplitúde počiatočných hustotných nehomogenít v okamihu rekombinácie. Keďže pred rekombináciou bolo žiarenie pevne spojené s hmotou (elektróny rozptýlené fotóny), nehomogenity v priestorovom rozložení hmoty viedli k nehomogenitám v hustote energie žiarenia, t.j. k rozdielom v teplote žiarenia v oblastiach vesmíru s rôznou hustotou. Keď po rekombinácii látka prestala interagovať so žiarením a stala sa preň transparentnou, M. f. A. mali zachovať všetky informácie o nehomogenitách hustoty vo vesmíre počas obdobia rekombinácie. Ak existovali nehomogenity, potom teplota M. f. A. by mala kolísať a závisieť od smeru pozorovania. Experimenty na zistenie očakávaných výkyvov však zatiaľ nemajú dostatočne vysokú presnosť. Poskytujú iba horné limity pre hodnoty kolísania. Na malých uhlových mierkach (od jednej oblúkovej minúty do šiestich oblúkových stupňov) fluktuácie nepresahujú 10 -4 K. Hľadanie fluktuácií magnetickej f. A. sú tiež komplikované skutočnosťou, že diskrétne kozmické prvky prispievajú k fluktuáciám pozadia. rádiových zdrojov kolíše vyžarovanie zemskej atmosféry atď. Experimenty na veľkých uhlových mierkach tiež ukázali, že teplota M. f. A. prakticky nezávislé od smeru pozorovania: odchýlky nepresahujú K. Získané údaje umožnili 100-násobne znížiť odhad miery anizotropie rozpínania vesmíru v porovnaní s odhadom z priamych pozorovaní „rozptylových“ galaxií. .
M. f. A. ako „nový éter“.
M. f. A. izotropné len v súradnicovom systéme spojenom s „rozptylovými“ galaxiami, v tzv. sprievodný referenčný systém (tento systém sa rozširuje spolu s Vesmírom). V akomkoľvek inom súradnicovom systéme závisí intenzita žiarenia od smeru. Táto skutočnosť otvára možnosť merania rýchlosti Slnka vzhľadom na súradnicový systém spojený s magnetickým poľom. A. V dôsledku Dopplerovho javu majú fotóny šíriace sa smerom k pohybujúcemu sa pozorovateľovi vyššiu energiu ako tie, ktoré ho dobiehajú, a to napriek skutočnosti, že v systéme spojenom s magnetickým f. tj ich energie sú rovnaké. Preto sa ukazuje, že teplota žiarenia pre takéhoto pozorovateľa závisí od smeru: , kde T 0 - st teplota žiarenia na oblohe, v- rýchlosť pozorovateľa, - uhol medzi vektorom rýchlosti a smerom pozorovania.
Dipólová anizotropia kozmického mikrovlnného žiarenia pozadia, spojená s pohybom Slnečnej sústavy vzhľadom na pole tohto žiarenia, je teraz pevne stanovená (obr. 2): v smere súhvezdia Lev je teplota M.f. A. je o 3,5 mK vyššia ako priemer a v opačnom smere (súhvezdie Vodnár) je o rovnakú hodnotu pod priemerom. V dôsledku toho sa Slnko (spolu so Zemou) pohybuje vzhľadom na magnetickú funkciu. A. rýchlosťou cca. 400 km/s v súhvezdí Lev. Presnosť pozorovaní je taká vysoká, že experimentátori zaznamenávajú rýchlosť Zeme okolo Slnka 30 km/s. Zohľadnenie rýchlosti pohybu Slnka okolo stredu Galaxie umožňuje určiť rýchlosť pohybu Galaxie vzhľadom na magnetickú f. A. Je to 600 km/s. V zásade existuje metóda, ktorá umožňuje určiť rýchlosti bohatých zhlukov galaxií vzhľadom na CMB (pozri).
Spektrum M. f. A.
Na obr. Tabuľka 1 ukazuje existujúce experimentálne údaje o M. f. A. a Planckova krivka rozloženia energie v spektre rovnovážneho žiarenia absolútne čierneho telesa s teplotou 2,7 K. Polohy experimentálnych bodov sú v dobrej zhode s teoretickými. nepoctivý. To poskytuje silnú podporu pre model Hot Universe.
Všimnite si, že v rozsahu centimetrových a decimetrových vĺn sú merania teploty M. f. A. možné z povrchu Zeme pomocou rádioteleskopov. V milimetrových a najmä v submilimetrových rozsahoch atmosférické žiarenie ruší pozorovania magnetickej fyziky. t.j., preto sa merania vykonávajú širokopásmovo, namontované na balónoch (valcoch) a raketách. Cenné údaje o spektre M. f. A. v milimetrovej oblasti boli získané z pozorovaní absorpčných čiar molekúl medzihviezdneho prostredia v spektrách horúcich hviezd. Ukázalo sa, že hlavné príspevok k energetickej hustote M. f. A. produkuje žiarenie od 6 do 0,6 mm, ktorého teplota sa blíži k 3 K. V tomto rozsahu vlnových dĺžok je hustota energie magnetického f. A. = 0,25 eV/cm3.
Mnohé z kozmologických predpovedajú teórie a teórie vzniku galaxií, ktoré uvažujú o procesoch hmoty a antihmoty, o rozptyle rozvinutých, rozsiahlych potenciálnych pohybov, o vyparovaní primárnych malých hmôt, o rozpade nestabilných. uvoľňovanie energie v počiatočných štádiách expanzie vesmíru. Zároveň akékoľvek uvoľnenie energie align="absmiddle" width="127" height="18"> v štádiu, kedy teplota M.f. A. pohybovala od až do 3 K, mala výrazne skresliť spektrum čierneho telesa. Spektrum M. f. A. nesie informácie o tepelnej histórii vesmíru. Navyše sa ukazuje, že tieto informácie sú diferencované: uvoľnenie energie v každom z troch stupňov expanzie (K; 3T 4000 K). Takýchto energetických fotónov je veľmi málo (~10 -9 z ich celkového počtu). Preto rekombinačné žiarenie vznikajúce pri tvorbe neutrálnych atómov malo značne skresliť spektrum magnetického poľa. A. pri vlnách 250 mikrónov.Látka by mohla zažiť ďalšie zahrievanie počas formovania galaxií. Spektrum M. f. A. zároveň by sa to mohlo aj zmeniť, keďže rozptyl reliktných fotónov horúcimi elektrónmi zvyšuje energiu fotónov (pozri). Obzvlášť silné zmeny sa v tomto prípade vyskytujú v krátkovlnnej oblasti spektra. Jedna z kriviek demonštrujúca možné skreslenie spektra M. f. i., znázornené na obr. 1 (prerušovaná krivka). Dostupné zmeny v spektre M. f. A. ukázali, že sekundárne zahrievanie hmoty vo vesmíre nastalo oveľa neskôr ako rekombinácia.
M. f. A. a kozmické lúče.
Kozmický lúče (protóny a vysokoenergetické jadrá; ultrarelativistické elektróny, ktoré určujú rádiovú emisiu našich a iných galaxií v rozsahu metrov) nesú informácie o obrovských výbušných procesoch vo hviezdach a galaktických jadrách, počas ktorých sa rodia. Ako sa ukázalo, životnosť vysokoenergetických častíc vo vesmíre do značnej miery závisí od fotónov magnetického poľa. t.j., ktoré majú nízku energiu, ale sú extrémne početné - je ich miliardkrát viac ako atómov vo vesmíre (tento pomer sa zachováva počas rozpínania vesmíru). Pri zrážke ultrarelativistických elektrónov, kozmických. lúče s fotónmi M. f. A. dochádza k redistribúcii energie a hybnosti. Energia fotónu sa mnohonásobne zvýši a rádiový fotón sa zmení na röntgenový fotón. žiarenia sa energia elektrónu mení nepatrne. Keď sa tento proces mnohokrát opakuje, elektrón postupne stráca všetku svoju energiu. Pozorované zo satelitov a röntgenových rakiet. Zdá sa, že žiarenie pozadia je čiastočne spôsobené týmto procesom.
Protóny a jadrá ultravysokých energií podliehajú aj vplyvu fotónov M. f. i.: pri zrážke s nimi dochádza k štiepeniu jadier a zrážky s protónmi vedú k zrodu nových častíc (páry elektrón-pozitrón, -mezóny atď.). Výsledkom je, že protónová energia rýchlo klesá na prah, pod ktorým je zrod častíc nemožný podľa zákonov zachovania energie a hybnosti. Praktické sú tieto procesy absencia v priestore lúče častíc s energiou 10-20 eV, ako aj malý počet ťažkých jadier.
Lit.:
Zeldovich Ya.B., „Hot“ model of the Universe, UFN, 1966, v. 89, v. 4, str. 647; Weinberg S., Prvé tri minúty, prekl. z angličtiny, M., 1981.
CMB žiarenie-kozmické elektromagnetické žiarenie s vysokým stupňom izotropie a so spektrom charakteristickým pre absolútne čierne teleso s teplotou? 2,725 K. CMB predpovedali G. Gamow, R. Alpher a R. Hermann v roku 1948 na základe prvej teórie veľkého tresku, ktorú vytvorili. Alfer a Herman boli schopní zistiť, že teplota kozmického mikrovlnného žiarenia pozadia by mala byť 5 K a Gamow urobil predpoveď v 3 K. Hoci nejaké odhady teploty vesmíru existovali už predtým, mali niekoľko nedostatkov. Po prvé, išlo len o merania efektívnej teploty vesmíru, nepredpokladalo sa, že spektrum žiarenia sa riadi Planckovým zákonom. Po druhé, záviseli od našej konkrétnej polohy na okraji Galaxie a nepredpokladali, že žiarenie je izotropné. Navyše by dali úplne iné výsledky, keby sa Zem nachádzala niekde inde vo vesmíre. Ani sám G. Gamow, ani mnohí jeho nasledovníci nenastolili otázku experimentálnej detekcie žiarenia kozmického mikrovlnného pozadia. Zrejme verili, že toto žiarenie nemožno zistiť, pretože sa „utopí“ v tokoch energie, ktoré na Zem prináša žiarenie hviezd a kozmických lúčov.
Možnosť detekcie kozmického mikrovlnného žiarenia pozadia na pozadí žiarenia galaxií a hviezd v oblasti centimetrových rádiových vĺn bola podložená výpočtami A.G. Doroshkevich a I.D. Novikov, uskutočnené na návrh Ya.B. Zeldovich v roku 1964, t.j. rok pred objavením A. Pepziasa a R. Wilsona.
V roku 1965 Arno Penzias a Robert Woodrow Wilson zostrojili Dickeho rádiometer, ktorý chceli použiť nie na vyhľadávanie kozmického mikrovlnného žiarenia pozadia, ale na experimenty v rádioastronómii a satelitnej komunikácii. Pri kalibrácii zariadenia sa ukázalo, že anténa mala nadmernú teplotu 3,5 K čo nevedeli vysvetliť. Mierne šumové pozadie sa nezmenilo ani zo smeru, ani z prevádzkového času. Najprv sa rozhodli, že ide o hluk, ktorý je súčasťou zariadenia. Rádioteleskop bol demontovaný a jeho „vypchávanie“ bolo testované znova a znova. Pýcha inžinierov bola zranená, a preto kontrola pokračovala do posledného detailu, do posledného spájkovania. Všetko bolo eliminované. Znova to pozbierali - hluk sa obnovil. Po dlhom uvažovaní teoretici dospeli k záveru, že toto žiarenie nemôže byť ničím iným ako konštantným pozadím kozmickej rádiovej emisie, ktorá napĺňa vesmír v stálom prúde. Dicke dostal hovor od Holdmdale a zavtipkoval: „Dosiahli sme jackpot, chlapci.“ Stretnutie medzi tímami z Princetonu a Holmdale zistilo, že teplota antény bola spôsobená žiarením kozmického mikrovlnného pozadia. Astrofyzici vypočítali, že hluk zodpovedá teplote okolo 3 stupňov Kelvina a je „počuteľný pri rôznych frekvenciách. V roku 1978 dostali Penzias a Wilson za svoj objav Nobelovu cenu. Možno si predstaviť, ako sa priaznivci „horúceho“ modelu tešili, keď prišla táto správa. Tento objav nielenže posilnil pozíciu „horúceho“ modelu. Reliktné žiarenie umožnilo zostúpiť z časového kroku kvazarov (8-10 miliárd rokov) na krok zodpovedajúci 300 tisíc rokom od samého „začiatku“. Zároveň sa potvrdila myšlienka, že vesmír mal kedysi hustotu miliardu krát vyššiu ako je teraz. Je známe, že zahriata hmota vždy emituje fotóny. Podľa všeobecných zákonov termodynamiky sa tým prejavuje túžba po rovnovážnom stave, v ktorom sa dosiahne saturácia: vznik nových fotónov je kompenzovaný spätným procesom, absorpcia fotónov hmotou, takže celkový počet fotónov v médium sa nemení. Tento „fotónový plyn“ rovnomerne vypĺňa celý vesmír. Teplota plynu fotónov je blízka absolútnej nule – asi 3 Kelviny, no energia v ňom obsiahnutá je väčšia ako svetelná energia vyžarovaná všetkými hviezdami počas svojho života. Na každý kubický centimeter priestoru vo vesmíre pripadá približne päťsto kvánt žiarenia a celkový počet fotónov vo viditeľnom vesmíre je niekoľko miliárd krát väčší ako celkový počet častíc hmoty, t.j. atómy, jadrá, elektróny, ktoré tvoria planéty, hviezdy a galaxie. Toto všeobecné žiarenie pozadia vesmíru nazýva I.S. Shklovský, relikt, t.j. zvyškový, ktorý je pozostatkom, reliktom hustého a horúceho počiatočného stavu Vesmíru. Za predpokladu, že záležitosť raného vesmíru bola horúca, G. Gamow predpovedal, že fotóny, ktoré boli vtedy v termodynamickej rovnováhe s hmotou, by mali pretrvávať aj v modernej ére. Tieto fotóny boli priamo detegované v roku 1965. Po všeobecnej expanzii as tým súvisiaceho ochladzovania teraz plyn fotónov tvorí pozadie vesmíru, ktoré k nám prichádza rovnomerne zo všetkých strán. Kvantum kozmického mikrovlnného pozadia nemá pokojovú hmotnosť ako každé kvantum elektromagnetického žiarenia, ale má energiu, a preto podľa slávneho Einsteinovho vzorca E = pani? a hmotnosť zodpovedajúca tejto energii. Pre väčšinu reliktných kvánt je táto hmotnosť veľmi malá: oveľa menšia ako hmotnosť atómu vodíka, najbežnejšieho prvku hviezd a galaxií. Preto, napriek významnej prevahe v počte častíc, kozmické mikrovlnné žiarenie na pozadí je horšie ako hviezdy a galaxie, pokiaľ ide o príspevok k celkovej hmotnosti vesmíru. V modernej dobe je hustota žiarenia 3 * 10 -34 g/cm 3 , čo je približne tisíckrát menej ako priemerná hustota hmoty v galaxiách. Ale nebolo to tak vždy - v dávnej minulosti vesmíru k jeho hustote prispeli hlavne fotóny. Faktom je, že počas kozmologickej expanzie hustota žiarenia klesá rýchlejšie ako hustota hmoty. Pri tomto procese nielenže klesá koncentrácia fotónov (rovnakou rýchlosťou ako koncentrácia častíc), ale klesá aj priemerná energia jedného fotónu, keďže teplota plynu fotónov sa počas expanzie znižuje. Počas následného rozpínania vesmíru klesla teplota plazmy a žiarenia. Interakcia častíc s fotónmi už nemala čas výrazne ovplyvniť emisné spektrum počas charakteristického času expanzie. Avšak aj pri úplnej absencii interakcie medzi žiarením a hmotou počas rozpínania Vesmíru zostáva spektrum žiarenia čierneho telesa čierne, iba teplota žiarenia klesá. Zatiaľ čo teplota prekročila 4000 K, primárna hmota bola úplne ionizovaná, rozsah fotónov od jednej udalosti rozptylu k druhej bol oveľa menší ako horizont vesmíru. O T ? 4000K protóny a elektróny sa rekombinovali, plazma sa zmenila na zmes neutrálnych atómov vodíka a hélia a vesmír sa stal úplne transparentným pre žiarenie. Počas jeho ďalšej expanzie teplota žiarenia naďalej klesala, no čiernotelesová povaha žiarenia sa zachovala ako relikt, ako „spomienka“ na rané obdobie vývoja sveta. Toto žiarenie bolo objavené najskôr pri vlne 7,35 cm a potom pri iných vlnách (od 0,6 mm do 50 cm).
Ani hviezdy a rádiové galaxie, ani horúci medzigalaktický plyn, ani opätovná emisia viditeľného svetla medzihviezdnym prachom nemôžu produkovať žiarenie blížiace sa vlastnostiam mikrovlnného žiarenia pozadia: celková energia tohto žiarenia je príliš vysoká a jeho spektrum nie je podobné buď spektrum hviezd alebo spektrum rádiových zdrojov . Toto, rovnako ako takmer úplná absencia fluktuácií intenzity naprieč nebeskou sférou (malé uhlové fluktuácie), dokazuje kozmologický, reliktný pôvod žiarenia mikrovlnného pozadia.
Žiarenie pozadia je izotropné len v súradnicovom systéme spojenom s „rozptylovými“ galaxiami, v tzv. sprievodný referenčný systém (tento systém sa rozširuje spolu s Vesmírom). V akomkoľvek inom súradnicovom systéme závisí intenzita žiarenia od smeru. Táto skutočnosť otvára možnosť merania rýchlosti Slnka vzhľadom na súradnicový systém spojený s mikrovlnným žiarením pozadia. V dôsledku Dopplerovho javu majú fotóny šíriace sa smerom k pohybujúcemu sa pozorovateľovi vyššiu energiu ako tie, ktoré ho dobiehajú, napriek tomu, že v systéme spojenom s m.f. tj ich energie sú rovnaké. Preto sa ukazuje, že teplota žiarenia pre takéhoto pozorovateľa závisí od smeru. Dipólová anizotropia kozmického mikrovlnného žiarenia pozadia, spojená s pohybom Slnečnej sústavy vzhľadom na pole tohto žiarenia, je teraz pevne stanovená: v smere súhvezdia Leva je teplota reliktného žiarenia o 3,5 mK vyššia. ako je priemer a v opačnom smere (súhvezdie Vodnár) je to rovnaké množstvo pod priemerom . V dôsledku toho sa Slnko (spolu so Zemou) pohybuje vzhľadom na m.f. A. rýchlosťou asi 400 km/s smerom do súhvezdia Leva. Presnosť pozorovaní je taká vysoká, že experimentátori zaznamenávajú rýchlosť Zeme okolo Slnka 30 km/s. Zohľadnenie rýchlosti Slnka okolo stredu Galaxie nám umožňuje určiť rýchlosť Galaxie voči žiareniu pozadia. Je to asi 600 km/s. Spektrofotometer vzdialeného infračerveného žiarenia (FIRAS) na satelite NASA Cosmic Background Explorer (COBE) vykonal presné merania spektra žiarenia kozmického mikrovlnného pozadia. Tieto merania boli doteraz najpresnejšími meraniami spektra čierneho telesa. Najpodrobnejšia mapa kozmického mikrovlnného žiarenia pozadia bola vytvorená ako výsledok práce americkej kozmickej lode WMAP.
Spektrum žiarenia kozmického mikrovlnného pozadia vypĺňajúceho vesmír zodpovedá spektru žiarenia z absolútne čierneho telesa s teplotou 2,725 K. Jeho maximum nastáva pri frekvencii 160,4 GHz, čo zodpovedá vlnovej dĺžke 1,9 mm. Je izotropný s presnosťou 0,001 % – štandardná teplotná odchýlka je približne 18 μK. Táto hodnota nezohľadňuje anizotropiu dipólu (rozdiel medzi najchladnejšou a najteplejšou oblasťou je 6,706 mK) spôsobenú Dopplerovým frekvenčným posunom žiarenia v dôsledku našej vlastnej rýchlosti vzhľadom na súradnicový systém spojený s CMB. Dipólová anizotropia zodpovedá pohybu Slnečnej sústavy smerom k súhvezdiu Panna rýchlosťou? 370 km/s.
CMB žiarenie
Extragalaktické mikrovlnné žiarenie pozadia sa vyskytuje vo frekvenčnom rozsahu od 500 MHz do 500 GHz, čo zodpovedá vlnovým dĺžkam od 60 cm do 0,6 mm. Toto žiarenie pozadia nesie informácie o procesoch, ktoré prebiehali vo vesmíre pred vznikom galaxií, kvazarov a iných objektov. Toto žiarenie, nazývané kozmické mikrovlnné žiarenie na pozadí, bolo objavené v roku 1965, hoci ho predpovedal už v 40. rokoch George Gamow a astronómovia ho študovali už desaťročia.
V rozpínajúcom sa vesmíre priemerná hustota hmoty závisí od času – v minulosti bola vyššia. Počas expanzie sa však mení nielen hustota, ale aj tepelná energia látky, čo znamená, že v počiatočnom štádiu expanzie bol vesmír nielen hustý, ale aj horúci. V dôsledku toho by v našej dobe malo existovať zvyškové žiarenie, ktorého spektrum je rovnaké ako spektrum absolútne pevného telesa a toto žiarenie by malo byť vysoko izotropné. V roku 1964 A.A Penzias a R. Wilson pri testovaní citlivej rádiovej antény objavili veľmi slabé mikrovlnné žiarenie na pozadí, ktorého sa nedokázali nijakým spôsobom zbaviť. Jeho teplota sa ukázala byť 2,73 K, čo je blízko predpovedanej hodnoty. Z experimentov izotropie sa ukázalo, že zdroj žiarenia mikrovlnného pozadia nemôže byť umiestnený vo vnútri Galaxie, pretože potom by sa mala pozorovať koncentrácia žiarenia smerom k stredu Galaxie. Zdroj žiarenia nemohol byť umiestnený vo vnútri Slnečnej sústavy, pretože Dochádzalo by k denným zmenám intenzity žiarenia. Z tohto dôvodu sa urobil záver o extragalaktickej povahe tohto žiarenia pozadia. Hypotéza horúceho vesmíru tak dostala pozorovací základ.
Aby sme pochopili podstatu kozmického mikrovlnného žiarenia pozadia, je potrebné obrátiť sa na procesy, ktoré prebiehali v raných fázach expanzie vesmíru. Uvažujme, ako sa zmenili fyzikálne podmienky vo vesmíre počas procesu expanzie.
Teraz každý kubický centimeter priestoru obsahuje asi 500 reliktných fotónov a na objem je oveľa menej hmoty. Keďže pomer počtu fotónov k počtu baryónov počas expanzie je zachovaný, ale energia fotónov počas expanzie Vesmíru časom klesá v dôsledku červeného posunu, môžeme usúdiť, že niekedy v minulosti energia hustota žiarenia bola väčšia ako hustota energie častíc hmoty. Tento čas sa nazýva štádium žiarenia vo vývoji vesmíru. Štádium žiarenia bolo charakterizované rovnosťou teploty látky a žiarenia. V tom čase žiarenie úplne určovalo povahu expanzie vesmíru. Asi milión rokov po začiatku rozpínania Vesmíru klesla teplota na niekoľko tisíc stupňov a došlo k rekombinácii elektrónov, ktoré boli predtým voľnými časticami, s protónmi a jadrami hélia, t.j. tvorba atómov. Vesmír sa stal transparentným pre žiarenie a práve toto žiarenie teraz detegujeme a nazývame reliktným žiarením. Je pravda, že odvtedy v dôsledku expanzie vesmíru fotóny znížili svoju energiu asi 100-krát. Obrazne povedané, kvantá kozmického mikrovlnného pozadia „vtlačili“ éru rekombinácie a nesú priame informácie o dávnej minulosti.
Po rekombinácii sa hmota začala prvýkrát vyvíjať samostatne bez ohľadu na žiarenie a začali sa v nej objavovať hustoty – zárodky budúcich galaxií a ich zhluky. Preto sú pre vedcov také dôležité experimenty na štúdium vlastností kozmického mikrovlnného žiarenia pozadia – jeho spektra a priestorových fluktuácií. Ich úsilie nebolo márne: začiatkom 90. rokov. Ruský vesmírny experiment Relikt-2 a americký Kobe objavili rozdiely v teplote žiarenia kozmického mikrovlnného pozadia susedných oblastí oblohy a odchýlka od priemernej teploty je len asi tisícina percenta. Tieto teplotné variácie nesú informáciu o odchýlke hustoty hmoty od priemernej hodnoty počas epochy rekombinácie. Po rekombinácii bola hmota vo Vesmíre rozložená takmer rovnomerne a tam, kde bola hustota aspoň mierne nadpriemerná, bola príťažlivosť silnejšia. Boli to zmeny hustoty, ktoré následne viedli k vytvoreniu rozsiahlych štruktúr, kopy galaxií a jednotlivých galaxií pozorovaných vo vesmíre. Podľa moderných predstáv sa prvé galaxie mali sformovať v epoche, ktorá zodpovedá červeným posunom od 4 do 8.
Existuje šanca pozrieť sa ešte ďalej do éry pred rekombináciou? Až do momentu rekombinácie to bol tlak elektromagnetického žiarenia, ktorý vytváral hlavne gravitačné pole, ktoré spomaľovalo rozpínanie Vesmíru. V tomto štádiu sa teplota menila v nepriamom pomere k druhej odmocnine času, ktorý uplynul od začiatku expanzie. Uvažujme postupne o rôznych štádiách expanzie raného vesmíru.
Pri teplote približne 1013 Kelvinov sa vo vesmíre zrodili a anihilovali páry rôznych častíc a antičastíc: protóny, neutróny, mezóny, elektróny, neutrína atď. Keď teplota klesla na 5*1012 K, takmer všetky protóny a neutróny boli anihilované, meniace sa na kvantá žiarenia; Zostali len tie, na ktoré „nebolo dosť“ antičastíc. Z týchto „nadbytočných“ protónov a neutrónov sa skladá hlavne hmota moderného pozorovateľného vesmíru.
Pri T = 2*1010 K úplne prenikajúce neutrína prestali interagovať s hmotou – od tohto momentu malo zostať „reliktné neutrínové pozadie“, ktoré možno bude možné zistiť počas budúcich neutrínových experimentov.
Všetko, o čom sa práve diskutovalo, sa udialo pri ultra vysokých teplotách v prvej sekunde po začatí expanzie vesmíru. Niekoľko sekúnd po „zrodení“ vesmíru sa začala éra primárnej nukleosyntézy, kedy sa tvorili jadrá deutéria, hélia, lítia a berýlia. Trval približne tri minúty a jeho hlavným výsledkom bolo vytvorenie jadier hélia (25 % hmotnosti všetkej hmoty vo vesmíre). Zvyšné prvky, ťažšie ako hélium, tvorili zanedbateľnú časť látky – asi 0,01 %.
Po ére nukleosyntézy a pred érou rekombinácií (asi 106 rokov) nastalo tiché rozpínanie a ochladzovanie vesmíru a potom - stovky miliónov rokov po začiatku - sa objavili prvé galaxie a hviezdy.
Vývoj kozmológie a fyziky elementárnych častíc v posledných desaťročiach umožnil teoreticky uvažovať o úplne počiatočnom, „superhustom“ období expanzie vesmíru. Ukazuje sa, že na samom začiatku expanzie, keď bola teplota neuveriteľne vysoká (viac ako 1028 K), mohol byť vesmír v špeciálnom stave, v ktorom sa zrýchľoval a energia na jednotku objemu zostala konštantná. Toto štádium expanzie sa nazývalo inflačné. Takýto stav hmoty je možný za jednej podmienky – podtlaku. Štádium ultrarýchlej inflačnej expanzie pokrývalo malé časové obdobie: skončilo sa približne o 10–36 s. Verí sa, že skutočné „zrodenie“ elementárnych častíc hmoty v podobe, v akej ich poznáme teraz, nastalo tesne po skončení inflačnej fázy a bolo spôsobené rozpadom hypotetického poľa. Potom expanzia vesmíru pokračovala zotrvačnosťou.
Hypotéza inflačného vesmíru odpovedá na množstvo dôležitých otázok v kozmológii, ktoré boli donedávna považované za nevysvetliteľné paradoxy, najmä na otázku príčiny rozpínania vesmíru. Ak vesmír vo svojej histórii skutočne prešiel obdobím, keď bol veľký podtlak, potom gravitácia nevyhnutne mala spôsobovať nie príťažlivosť, ale vzájomné odpudzovanie hmotných častíc. A to znamená, že vesmír sa začal rýchlo, explozívne rozpínať. Samozrejme, model inflačného vesmíru je len hypotéza: aj nepriame overenie jeho ustanovení si vyžaduje nástroje, ktoré jednoducho ešte neboli vytvorené. Myšlienka zrýchlenej expanzie vesmíru v najskoršom štádiu jeho vývoja sa však v modernej kozmológii pevne etablovala.
Keď už hovoríme o ranom vesmíre, zrazu sme sa presunuli z najväčších kozmických mierok do oblasti mikrosveta, ktorý je popísaný zákonmi kvantovej mechaniky. Fyzika elementárnych častíc a ultravysokých energií je v kozmológii úzko prepojená s fyzikou obrovských astronomických systémov. Najväčší a najmenší sú tu navzájom prepojené. Toto je úžasná krása nášho sveta, plného nečakaných spojení a hlbokej jednoty.
Prejavy života na Zemi sú mimoriadne rozmanité. Život na Zemi predstavujú jadrové a predjadrové, jedno- a mnohobunkové tvory; mnohobunkové sú zas zastúpené hubami, rastlinami a živočíchmi. Ktorékoľvek z týchto kráľovstiev spája rôzne typy, triedy, rády, rodiny, rody, druhy, populácie a jednotlivcov.
V celej zdanlivo nekonečnej rozmanitosti živých vecí možno rozlíšiť niekoľko rôznych úrovní organizácie živých vecí: molekulárnu, bunkovú, tkanivovú, orgánovú, ontogenetickú, populačnú, druhovú, biogeocenotickú, biosférickú. Uvedené úrovne sú zvýraznené pre uľahčenie štúdia. Ak sa pokúsime identifikovať hlavné úrovne, ktoré neodrážajú ani tak úrovne štúdia, ako skôr úrovne organizácie života na Zemi, potom hlavnými kritériami pre takúto identifikáciu by mala byť prítomnosť špecifických elementárnych, diskrétnych štruktúr a elementárnych javov. Pri tomto prístupe sa ukazuje ako nevyhnutné a postačujúce rozlíšiť molekulárne genetické, ontogenetické, populačno-druhové a biogeocenotické úrovne (N.V. Timofeev-Resovsky a ďalší).
Molekulárno genetická úroveň. Pri štúdiu tejto úrovne sa zrejme najväčšia prehľadnosť dosiahla pri definovaní základných pojmov, ako aj pri identifikácii elementárnych štruktúr a javov. Vývoj chromozomálnej teórie dedičnosti, analýza procesu mutácie a štúdium štruktúry chromozómov, fágov a vírusov odhalili hlavné črty organizácie elementárnych genetických štruktúr a súvisiacich javov. Je známe, že hlavnými štruktúrami na tejto úrovni (kódy dedičnej informácie prenášané z generácie na generáciu) sú DNA diferencované podľa dĺžky na kódové elementy – triplety dusíkatých báz, ktoré tvoria gény.
Gény na tejto úrovni organizácie života predstavujú elementárne jednotky. Za hlavné elementárne javy spojené s génmi možno považovať ich lokálne štrukturálne zmeny (mutácie) a prenos v nich uložených informácií do vnútrobunkových riadiacich systémov.
Konvariantná reduplikácia nastáva podľa templátového princípu prerušením vodíkových väzieb dvojzávitnice DNA za účasti enzýmu DNA polymerázy. Potom každé z vlákien vytvorí zodpovedajúce vlákno, po ktorom sú nové vlákna navzájom komplementárne spojené. Pyrimidínové a purínové bázy komplementárnych vlákien sú držané pohromade vodíkovými väzbami pomocou DNA polymerázy. Tento proces sa vykonáva veľmi rýchlo. Samozostavenie DNA Escherichia coli, pozostávajúcej z približne 40 tisíc nukleotidových párov, teda vyžaduje iba 100 s. Genetická informácia je prenášaná z jadra molekulami mRNA do cytoplazmy k ribozómom a tam sa podieľa na syntéze bielkovín. Proteín obsahujúci tisíce aminokyselín sa syntetizuje v živej bunke za 5–6 minút, v baktériách rýchlejšie.
Hlavné riadiace systémy ako pri konvariantnej reduplikácii, tak aj pri intracelulárnom prenose informácií využívajú „princíp matrice“, t.j. sú matrice, vedľa ktorých sú postavené zodpovedajúce špecifické makromolekuly. V súčasnosti sa úspešne dešifruje kód vložený do štruktúry nukleových kyselín, ktorý slúži ako matrica pre syntézu špecifických proteínových štruktúr v bunkách. Reduplikácia, založená na kopírovaní matrice, zachováva nielen genetickú normu, ale aj odchýlky od nej, t.j. mutácie (základ evolučného procesu). Dostatočne presné poznanie molekulárnej genetickej úrovne je nevyhnutným predpokladom pre jasné pochopenie životných javov vyskytujúcich sa na všetkých ostatných úrovniach organizácie života.
