Los grandes logros en la investigación de la física básica en el siglo XX deben atribuirse al establecimiento de la teoría de la relatividad, la teoría cuántica y la teoría de la gravedad. La teoría de la relatividad, la teoría cuántica y la teoría de la gravedad son todas universales, y una manifestación importante de su universalidad se refleja en las tres constantes universales c, h y g. Sin embargo, que las tres teorías sean verdaderamente universales depende de su compatibilidad. El establecimiento de la teoría general de la relatividad confirmó la compatibilidad de la teoría de la gravedad y la teoría de la relatividad.
El desarrollo de la teoría cuántica ha demostrado que todas las formas de movimiento de la materia están sujetas a los requisitos de la cuantificación. Al mismo tiempo, todos los campos relativistas, como los campos electromagnéticos, también deben ser cuantificados. En los primeros días de la investigación sobre cuantificación de campo, hubo una serie de dificultades de divergencia. A finales de la década de 1940, la dificultad de divergencia de los campos electromagnéticos cuantificados se resolvió inicialmente mediante la teoría de la renormalización. La solución más fundamental a la dificultad de la divergencia se completó en la década de 1960. El establecimiento de la teoría unificada de las corrientes débiles no sólo resuelve las dificultades de divergencia en las interacciones débiles, sino que también se espera que resuelva el problema de compatibilidad entre la teoría de la relatividad y la teoría cuántica en el campo de las interacciones fuertes bajo un marco similar a las interacciones débiles. El paso más difícil es la compatibilidad de la teoría de la gravedad y la teoría cuántica. Uno de los principales objetivos de este paso es establecer una teoría cuantificada de la gravedad. El estudio de la teoría de la gravedad cuántica también se originó a partir del problema de singularidad de la relatividad general. El teorema de la singularidad, propuesto por Penrose y finalmente establecido por Hawking y Jerosch, establece que las soluciones a las ecuaciones del campo gravitacional deben ser singulares en una gama bastante amplia de estados de la materia. La existencia de singularidades muestra que la relatividad general pertenece a la categoría de la física clásica que obedece a la ley de causalidad. En las singularidades, la teoría ya no se aplica. Era posible que la singularidad desapareciera naturalmente después de tener en cuenta la naturaleza cuántica del campo gravitacional, que más tarde fue respaldada por la teoría de Hawking sobre la evaporación de los agujeros negros.
La tercera fuerza impulsora que obliga a las personas a estudiar la teoría de la gravedad cuántica proviene de la gran teoría unificada. Se ha establecido la teoría unificada de la electricidad débil y la teoría unificada de la electricidad débil y la interacción fuerte es actualmente un tema candente. El proceso de investigación muestra que su unidad con la gravedad debe considerarse al mismo tiempo, y la esencia de esta unidad es establecer una teoría de la gravedad cuántica. El marco teórico de la física clásica se basa en la ley de causalidad, y la física clásica se basa en las leyes físicas y sus correspondientes condiciones de contorno. Pero cuando el problema involucra una singularidad que no es causada por fallas matemáticas o del modelo, es difícil eliminar la singularidad y dar una condición de contorno razonable, lo que obliga a las personas a reconsiderar la teoría original.
Siguiendo el proceso inverso de expansión e inflación del universo, y aplicando el marco dado por la cosmología clásica, podemos volver al estado del universo antes de la inflación, y naturalmente concluiremos que la escala del universo tenderá a cero. Esto significa que la intensidad del campo gravitacional y la densidad de energía del campo material tenderán al infinito y el universo evolucionará a partir de una singularidad. Esto no es causado artificialmente por fallas en el modelo. Ya en la década de 1960, Penrose y Hawking utilizaron la geometría diferencial global para demostrar que (1) las singularidades no sólo son altamente simétricas, sino también un producto inevitable de la relatividad general. Esto significa que es imposible encontrar una solución a las singularidades dentro del marco teórico de la relatividad general, o que aunque la relatividad general revela la curvatura gravitacional del espacio-tiempo, no es aplicable a espacios con curvatura extremadamente alta. Planck, el fundador de la teoría cuántica, creía hace mucho tiempo que todas las fuerzas naturales deberían estar conectadas. En 1899, propuso por primera vez la longitud mínima del universo Lp, y luego propuso sucesivamente el tiempo de Planck tp, la temperatura de Planck Tp y la masa de Planck Mp, respectivamente LP = (Hg/C3) 1/2 = 4,05× 65433. Tp =(hG/C5)1/2 = 1,35×10-43s, Mp =(HC/G)1/2 = 5,45×10-5g, Tp =(hc5/k2G)1/2 = 3,56×1032k. a Las tres constantes H, C y G son invariantes relativistas. Las unidades naturales de Planck basadas en ellas serán invariantes, únicas y de gran importancia. No es difícil ver que la temperatura tp es extremadamente alta, incluso mayor que la temperatura en el momento BIGBANG, pero la longitud Lp y el tiempo Tp son extremadamente pequeños y la masa Mp no es muy grande.
Aunque estos valores no están disponibles en condiciones de laboratorio, plantean dudas sobre si se trataba de escalas accesibles en el universo preinflacionario. Por lo tanto, la teoría general de la relatividad cuantificada debería reemplazar a la teoría general de la relatividad clásica.
A principios de este siglo, tras el nacimiento de la mecánica cuántica, los principios de la mecánica cuántica se utilizaron por primera vez para explicar las dificultades del sistema microscópico: la estructura atómica, y se utilizó la ecuación de Schrödinger. establecido. Al mismo tiempo, se obtuvieron una serie de descripciones de la mecánica cuántica de las propiedades atómicas. Desde la década de 1960, cuando la gente intentó utilizar la mecánica cuántica para explicar la estructura de este enorme sistema, el universo, descubrió sorprendentes similitudes. Primero, en el pequeño sistema de protones y electrones con efectos electromagnéticos, los importantes grados de libertad r(t) tienden a cero, lo que lleva a la dificultad clásica de las singularidades, mientras que en grandes sistemas materiales con efectos gravitacionales, la escala de los grados importantes de libertad El factor R(t) también conduce a la dificultad clásica de las singularidades. La longitud cuántica del radio de Bohr del sistema microelectromagnético es de 10 a 8 cm, y la longitud de Planck del sistema gravitacional es de 10 a 33 cm. Los sistemas microscópicos obedecen a las leyes dinámicas de la ecuación de Schrödinger, mientras que los sistemas gravitacionales obedecen a la ecuación de Wheeler-DeWitt. En los últimos años, se han logrado nuevos avances en la investigación sobre las similitudes y conexiones entre estos dos sistemas. En las décadas de 1960 y 1970, DeWitt (B.S.), Messner (C.W.), Wheeler y otros realizaron importantes trabajos básicos en cosmología cuántica. Establecieron la ecuación de Wheeler-DeWitt que describe las propiedades cuánticas del universo, pero resolver esta ecuación enfrenta el establecimiento de condiciones límite. Porque el estado inicial del universo aún es incierto.
d. Progreso en cosmología
Con el profundo desarrollo de la investigación física, la gente también está tratando de comprender el universo desde la gran escala del tiempo y el espacio, es decir, como un todo. El origen, la estructura y la evolución del universo son temas que preocupan a las personas. La física y la alta tecnología se combinan para crear telescopios ópticos gigantes, telescopios espaciales de rayos X e infrarrojos de 25 metros de diámetro y grandes radiotelescopios con conjuntos de antenas, que no sólo amplían la ventana para que las personas observen el universo desde la luz infrarroja y visible hasta Rayos X y rayos gamma La banda de ondas completa también ampliará la escala espacio-temporal de observación del universo a 65,43807 millones de años luz. Hoy se ha revelado ante la humanidad una imagen vívida y magnífica del universo.
La cosmología teórica basada en la física moderna de partículas de alta energía y la relatividad general puede describir teóricamente todo el proceso desde la explosión inicial de la bola de fuego hasta la formación y evolución de las galaxias. El modelo del Big Bang ha sido confirmado por observaciones astronómicas modernas, como el corrimiento al rojo de las líneas espectrales galácticas, la radiación de fondo de microondas de 3K y la abundancia de helio. Al mismo tiempo, en el proceso de resolución de los problemas del modelo en sí, como el problema del horizonte, el problema de la planitud y el problema del monopolo magnético, se combinó con la teoría del cambio de fase en el vacío de la física de altas energías para desarrollar un modelo de universo en expansión más completo. Aunque el modelo del big bang con el mecanismo de inflación sentó las bases para el desarrollo de la cosmología, con el desarrollo de la teoría de la gravedad cuántica se plantearon una serie de problemas como la estructura topológica del espacio-tiempo del universo, los parámetros de vacío de las constantes básicas de acoplamiento y la interpretación dinámica de las constantes cosmológicas. Preguntas más profundas sobre la cosmología cuántica han dado lugar a una nueva ronda de acalorados debates. La fuente de este importante avance en la investigación teórica es el establecimiento de la ley de Hubble, que desvía la atención del mundo de los cuerpos celestes generales al universo en su conjunto.
1. La ley de Hubble y el universo en expansión
Las investigaciones muestran que la edad, la evolución y el fin del universo están determinados en gran medida por su tasa de expansión. Las observaciones de la expansión del universo se pueden dividir a grandes rasgos en dos aspectos: medir la velocidad de movimiento de las galaxias y medir la distancia entre la Tierra y la galaxia. El primero está relacionado con el desarrollo del modelo de formación del universo y teorías relacionadas, y el segundo es una base importante para estimar el brillo, la masa y el tamaño de los cuerpos celestes. Sin embargo, ambos se basan en mediciones de la constante de Hubble. La constante de Hubble se ha convertido en una de las constantes fundamentales más importantes de la cosmología moderna. A principios del siglo XX se construyeron uno tras otro varios telescopios grandes con un diámetro de 1 metro, creando las condiciones para la observación sistemática de galaxias extragalácticas. Hubble (Edwin Powell 1889 ~ 1953), astrónomo estadounidense, hizo grandes contribuciones a la astronomía y cosmología modernas. Hubble se graduó en el Departamento de Astronomía de la Universidad de Chicago en 1910 y luego fue a la Universidad de Oxford en Inglaterra para obtener una maestría en derecho. Estudió un doctorado en astronomía en el Observatorio Yerkes de 1914 a 1917.
Sirvió en Francia durante la Primera Guerra Mundial y después de la guerra se dedicó a la observación e investigación de galaxias en el Observatorio Mount Wilson. En ese momento, el Observatorio Monte Wilson había construido un telescopio astronómico de 100 pulgadas. Utilizando este telescopio, Hubble centró sus observaciones en lo que llamó "manchas de neblina brillante" o nebulosas. Algunos astrónomos contemporáneos de Hubble también realizaron extensas observaciones de estas nebulosas. Por ejemplo, el astrónomo estadounidense Curtis (Heberdoust 1872 ~ 1942) que trabajó en el Observatorio Lick se dedicó al estudio de galaxias extragalácticas. Al observar nuevas estrellas y utilizar el tamaño angular de las galaxias para estimar distancias, concluyó que la mayoría de las nebulosas observadas pertenecían a galaxias extragalácticas. El astrónomo estadounidense Shapley (Harlow 1885 ~ 1972), director del Observatorio de la Universidad de Harvard, utilizó el telescopio de 1915 ~ 1920 en el Observatorio Monte Wilson. Usó las cefeidas (Leavitt, Henrietta Swan 1868 ~ 1921) descubiertas por Loewit como regla para determinar la distancia de estas nebulosas. Creía que estaban a unos 50.000 años luz del Sol y que deberían pertenecer a la Vía Láctea. amplió la escala de la Vía Láctea a su tamaño original 3 veces. Shapley fue el primero en sugerir que el sistema solar no estaba en el centro de la Vía Láctea. Aunque alejó al sol del centro de la Vía Láctea, colocó a la Vía Láctea en el centro del universo. Curtis ve las cosas de otra manera. Creía que el universo estaba lleno de numerosos sistemas estelares como la Vía Láctea. En 1920, en la Academia Nacional de Ciencias, las dos opiniones diferentes de Curtis y Shapley se enfrentaron formalmente. Si bien Curtis prevaleció en el debate, no llegó a una conclusión universalmente aceptada. No fue hasta tres años después que los hechos observacionales proporcionados por el Hubble trajeron un resultado decisivo al debate anterior. En 1923, se construyó un telescopio de 2,5 metros en el Observatorio Mount Wilson. Hubble lo utilizó para descubrir una estrella variable Cefeida en el borde exterior de la Nebulosa de Andrómeda. Basándose en la relación entre su período de luz y su luminosidad, dedujo que la distancia de la estrella es de 150.000 pársecs (en realidad, 800.000 pársecs), mucho mayor que la Vía Láctea de Shapley. Esto demuestra que la Nebulosa de Andrómeda es una galaxia extragaláctica, poniendo así fin al debate sobre la existencia de objetos extragalácticos y permitiendo a los astrónomos estudiar más allá de la Vía Láctea. Otro astrónomo contemporáneo de Hubble, Vestomelvin (1875 ~ 1969), también estaba interesado en el estudio de las nebulosas. Hizo numerosas observaciones de los espectros de las galaxias. En 1921, aplicó por primera vez el efecto Doppler-Fizeau a la Nebulosa de Andrómeda y descubrió que la mayoría de las longitudes de onda espectrales de las galaxias observadas eran más largas que las observadas en el laboratorio, lo que indicaba que estas nebulosas se estaban alejando de la Tierra y que se estaban alejando. a un ritmo mucho más rápido que la velocidad aparente de la estrella. En 1929, basándose en los resultados de la investigación de sus colegas, Hubble hizo un diagrama de velocidad-distancia basándose únicamente en datos de observación de 24 galaxias con distancias conocidas. La velocidad que se muestra en la figura es proporcional al valor de la distancia, es decir, vr = H0r. vr es la velocidad aparente desde la galaxia hasta la Vía Láctea. La fórmula anterior es la ley de Hubble, donde la constante H0 es la constante de Hubble. edad del universo obtenida a partir de esta constante H0 -1 = 1,84× 108, que es la edad de las rocas antiguas de la corteza terrestre observadas mediante métodos de dispersión en ese momento. Los resultados de Hubble no solo prueban que todo el universo se está expandiendo, sino también que la tasa de expansión es proporcional a la distancia r, por lo que no hay centro en todas partes, pero sí está centrado en todas partes. Para ampliar el rango de observación, es necesario poder observar galaxias en cúmulos de estrellas más distantes. Debido al repentino aumento de la carga de trabajo, Hubble comenzó a cooperar con Huma-son (Milton la salle 1891 ~ 1972). Hubble mide el brillo de las galaxias y Hudson mide el corrimiento al rojo. Hermansson no nació en las clases ordinarias. Al principio, era sólo el conserje del Observatorio Mount Wilson. Su trabajo lo llevó a enamorarse de la astronomía. Mostró un talento sobresaliente y hábiles habilidades de observación en observaciones astronómicas para festivales populares, y pronto se dedicó oficialmente a la investigación astronómica. Después de la muerte de Hubble, continuó las observaciones astronómicas del Hubble. En 1956, colaboró con otros para utilizar datos de observación para mejorar la ley de Hubble, en consonancia con la teoría del Big Bang de Lemaitre y Gamov.
2. Tres clímax de la corrección constante del Hubble.
En principio, la determinación de la constante de Hubble parece muy sencilla, es decir, siempre que se mida la distancia y la tasa de recesión entre galaxias, la constante de Hubble se puede obtener a partir de la ley de Hubble. Sin embargo, este no es el caso. La velocidad de una galaxia se puede obtener directamente a partir del corrimiento al rojo de las líneas espectrales, pero la medición de la distancia es difícil y complicada. Para las distancias de las galaxias cercanas dentro de 65.438 millones de años luz, las mediciones de los astrónomos son relativamente consistentes y esta medición se basa en variables cefeidas. Durante el período de observación en Sudáfrica desde 65438 hasta 0908, Loewit, que trabajó en el Observatorio de Harvard, descubrió que el brillo de las cefeidas variaba periódicamente. Cuanto más largo era el período de variación de la luz, mayor era el brillo promedio. Este descubrimiento es de extraordinaria importancia, porque al observar todo el proceso de cambio de brillo, se puede obtener el período y el brillo aparente del cambio de luz, y luego se puede calcular su brillo absoluto. De acuerdo con la relación entre el aumento de la distancia y la disminución del brillo aparente, la distancia de una estrella variable cefeida se puede determinar mediante la relación entre el brillo absoluto y el brillo aparente. Por lo tanto, utilizando las Cefeidas como reglas de medición y utilizando el método de paralaje trigonométrico para ampliar gradualmente el rango de medición, no solo podemos medir el tamaño de la Vía Láctea, sino también el tamaño y la distancia de las galaxias extragalácticas. En la década de 1920, después de que Hubble confirmara la existencia de otras galaxias con estrellas variables cefeidas fuera de la Vía Láctea, desde la década de 1930 hasta la de 1950, Hubble, Sandage (Allen Rex 1926 ~ ~) y otros buscaron más estrellas variables cefeidas en galaxias cercanas. Las estrellas variables madre establecieron escalas más nuevas y se trabajó mucho para lograrlo. Midieron con éxito las distancias entre más de una docena de galaxias, mejorando la base para determinar la constante de Hubble.
El valor inicial de la constante de Hubble es H0 = 550 kilómetros/segundo/millón de pársecs (omitido a continuación). En 1936, teniendo en cuenta los factores de extinción interestelar, la constante de Hubble se revisó a H0=526. Inicialmente, se pensó que este valor era exacto porque la edad del universo basada en H0-1 era consistente con las observaciones geológicas de la época. Después de la Segunda Guerra Mundial, la constante de Hubble fue revisada gradualmente utilizando variables cefeidas como vara de medir. En 1952, el astrónomo alemán Bader (Walter 1893 ~ 1960), que vivía en los Estados Unidos, trabajó en la azotea del Observatorio Palomar en el Monte Wilson, provocando el primer clímax de la corrección de la constante de Hubble. El clímax lo provocó la modificación de la vara de medir. En ese momento se completó y comenzó a funcionar el telescopio astronómico de 5 metros del Observatorio Palomar. Gracias a sus mediciones precisas y sistemáticas, Bader no sólo descubrió más de 300 variables cefeidas en Andrómeda, sino que también descubrió que las estrellas estaban divididas en dos grupos de estrellas, cada uno con su propia variable cefeida, que sólo existía en las galaxias cercanas, mientras que las del Hubble original. La ley era para las Cefeidas basadas en el primer grupo de estrellas. Con la corrección de las curvas de luz periódicas de las estrellas variables Cefeidas y el aumento de la escala de observación, es necesario reemplazar la regla original en la determinación de la constante de Hubble. Según los cálculos de Bard, si la distancia a la galaxia distante se duplicara con respecto a la estimación original, la constante de Hubble también se duplicaría. En 1952, Bader anunció sus resultados en el Octavo Congreso Astronómico Internacional en Roma, H0=260.
El segundo clímax de la corrección constante del Hubble fue iniciado por el sucesor del Hubble, Sandage. Sandage fue un renombrado astrónomo observacional. A partir de 1956, midió sistemáticamente la constante de Hubble en el Observatorio Palomar. En pocos años obtuvo datos sobre más de 600 galaxias. El valor máximo de corrimiento al rojo alcanzó Z=0,202 y el valor de la constante de Hubble obtenido fue H0=180. Sobre esta base, Sandage corrigió aún más la constante de Hubble y volvió a cambiar la regla, ampliando aún más el rango de observación. En este momento, el método original para determinar la distancia ya no es aplicable, porque cuando la distancia de la galaxia alcanza varios millones de pársecs, el telescopio ya no puede distinguir estrellas individuales en la galaxia y es necesario encontrar un "indicador" para reemplácela. Las estrellas de la variable principal son el nuevo estándar de distancia. Primero determinaron la distancia del indicador a través de la relación entre la magnitud absoluta y la magnitud aparente del cuerpo celeste, y luego utilizaron el indicador para determinar la distancia de la galaxia. Creen que las cefeidas, las regiones H ⅱ, las nebulosas globulares, las supernovas y las galaxias elípticas pueden utilizarse como indicadores de distancia. En 1961, Sandage anunció en la Conferencia Internacional de Astronomía en Berkeley, EE. UU., que la constante de Hubble debería estar entre 75 y 113. El valor más probable es H = H = 98 15, y el valor general es 100.
Este resultado muestra que la escala del universo es mucho mayor de lo que esperaban los primeros humanos.
Desde la década de 1970, los astrónomos han prestado cada vez más atención a la medición de la constante de Hubble. Los métodos de medición se han vuelto más sistemáticos y la precisión de la medición ha mejorado continuamente, constituyendo así el tercer clímax de la corrección. de la constante de Hubble. Sin embargo, después del clímax de esta revisión, la situación se volvió cada vez más complicada. Las mediciones de la constante de Hubble se acercan cada vez más a valores altos y bajos. Sandage y su colaborador Taman obtuvieron un valor de 50, mientras que el resultado de Devo Kohl en la Universidad de Texas fue de 100. Los métodos de medición de ambos valores se basan en Cefeidas, para luego seleccionar indicadores de diferentes distancias. La doble diferencia en los resultados no sólo llevó a la disputa sobre la constante de Hubble, sino que también hizo que la gente tomara decisiones aleatorias en las operaciones reales. Algunas personas eligen 50, otras eligen 100 y otras eligen el promedio de 75. Aunque estos valores tienen autoridad, todavía es imposible determinar cuál es el más preciso. Es demasiado pronto para emitir un veredicto sobre la constante de Hubble, pero la evidencia disponible en otros lugares sugiere que todavía se pueden emitir opiniones sesgadas.
Según la constante de Hubble, la edad de Hubble del universo debería ser t0=19,7×109 y t9=9,8×109. Sin embargo, existen otras formas de estimar la edad del universo. Un método consiste en medir el contenido de elementos radiactivos en el mineral y estimarlos en función de sus vidas medias. Mediciones exhaustivas de múltiples elementos radiactivos indican que la edad del universo es 1×1010. Otro método eficaz es determinar la edad de los cúmulos globulares. Según el diagrama de Herro de los cúmulos globulares, sus edades son (10 ~ 20) × 1010. Combinando estos resultados estimados desde diferentes ángulos, la edad del universo es inferior a 20 mil millones de años, lo que indica que una pequeña constante de Hubble es más práctica.
Desde que la constante de Hubble se convirtió en una de las constantes más importantes y fundamentales de la cosmología moderna, su estudio se ha convertido en un tema muy activo en los últimos años. Se han publicado oficialmente cientos de artículos sobre la constante de Hubble. En 1989, el famoso astrofísico Vandenberg escribió un artículo autorizado para la revista "Astronomy and Astrophysics Reviews"①, resumiendo todos los resultados de medición e investigación de la constante de Hubble hasta finales de la década de 1980, y finalmente concluyó que la constante de Hubble El valor de Bo La constante debe ser H0 = 67 8.
3. Descubrimiento de la temperatura de antena redundante
A principios de 1963, el joven físico Penzias (Arno Allan 1933~ ~) que trabajaba en los Laboratorios Bell y el radioastrónomo Wilson (Robert Woodrow 1936~~) colaboró para medir la radiación del halo de galaxias en latitudes altas en la Vía Láctea. El radiotelescopio que utilizaron estaba fabricado originalmente con una gran antena de bocina y un radiómetro para captar los ecos de los satélites. También utilizaron el pulso de onda viajera de rubí con el ruido más bajo en ese momento, y utilizaron una guía de ondas enfriada con helio líquido como fuente de ruido de referencia, porque puede producir ruido con una determinada potencia como punto de referencia de ruido, de modo que la potencia del ruido se puede expresar en términos de temperatura equivalente. Como tenían a mano un máser de tubo de onda viajera de rubí de 7,35 cm, comenzaron a probar la antena en la banda de 7 cm.
Los resultados de las mediciones de Penzias y Wilson① muestran que la temperatura equivalente de la antena es de aproximadamente 6,7 ± 0,3 K, la temperatura de la antena misma es de 3,2 ± 0,7 K, de los cuales la contribución atmosférica es de 2,3 ± 0,3 K. K, y la temperatura de la antena misma es La contribución de las pérdidas óhmicas y la respuesta del lóbulo posterior es aproximadamente 1K. Después de deducir estos factores, finalmente se concluye que la antena tiene ruido redundante y su temperatura equivalente es aproximadamente 3,5 65438. Aunque se han tomado varias medidas para eliminar al máximo las distintas fuentes de ruido estimadas, todavía existe el valor de temperatura equivalente de este ruido redundante, que no sólo es estable, sino que además no está polarizado uniformemente y puede recibirse en cualquier dirección.
Penzias y Wilson observaron un exceso de ruido y temperatura en la antena, lo cual fue accidental porque los experimentos no fueron predichos ni guiados por la teoría. Sin embargo, lo valioso es que presten atención a los resultados de la observación y sean fieles a los datos originales. No abandonan fácilmente los fenómenos que observan por casualidad, sino que los aprovechan y los persiguen hasta el final. Y hacen todo lo posible para desenterrar el significado detrás de los hechos observados, lo que les permite hacer descubrimientos importantes sin perder ninguna oportunidad. En este éxito, lo que es aún más valioso es el apoyo de Bell Labs para el trabajo experimental.
Hoy en día, este laboratorio industrial más grande alberga a miles de talentosos trabajadores científicos y tecnológicos. Durante el desarrollo de la tecnología telefónica y telegráfica, siempre dieron gran importancia a la investigación de las ciencias básicas, especialmente a la investigación de la física básica. Desempeña un papel fundamental en la industria de las comunicaciones mundial y ha logrado muchos logros impresionantes en la investigación de la física. Por ejemplo, en astrofísica, la plata fue descubierta por primera vez en 1931 por Kart Guthe (1905 ~ 1950), un ingeniero de telecomunicaciones de los Laboratorios Bell. Las observaciones de Penzias y Wilson fueron realizadas por Bell Labs en colaboración con el Observatorio Nacional de Radioastronomía. Bell Labs tuvo la previsión de brindar un fuerte apoyo en términos de mano de obra, equipos y fondos, proporcionando el radiotelescopio de espectro de ondas milimétricas sensible de primera clase del mundo, un radiómetro termoiónico y una fuente de ruido de referencia refrigerada con helio líquido, que desempeñaron un papel vital en el éxito. del experimento.
4. Verificación de la radiación cósmica de fondo de microondas
Mientras observaban con Penzias y Wilson, otros buscaban el mismo objetivo. Son un grupo de investigación de la Universidad de Princeton encabezado por Dicke (Robert Henry 1916 ~), que están realizando investigaciones exploratorias sobre cosmología. Dick obtuvo su doctorado en la Universidad de Rochester. Enseñó en el departamento de física de la Universidad de Princeton hasta 1946. Dick se hizo famoso gracias a uno de sus importantes resultados: la propuesta de la teoría de campos del tensor escalar. Esta teoría va de la mano con la teoría de la gravedad de Einstein y también puede explicar con éxito algunos fenómenos observados en la investigación de la gravedad, hasta el punto de que es difícil saber quién tiene razón y quién no en la investigación del campo de la gravedad. En la década de 1960, con el auge de la investigación cosmológica, Dick se interesó en la teoría del Big Bang de Gamow. Una vez imaginó que debería haber restos del Big Bang en el universo hasta ahora, como algún tipo de radiación remanente del período caliente y denso del universo temprano. Él y sus colaboradores creen que esta radiación puede ser una onda de radio observable. Dick sugirió que Rolle (P.G.) y Wilkinson (D.T.) hicieran observaciones, y Peebles (P.J.E.) hiciera análisis teóricos. Peebles et al. señalaron claramente en un artículo publicado en marzo de 1965 que la radiación residual es una radiación de microondas observable. Describe la reaparición de elementos ligeros después de la descomposición de elementos pesados en el universo primitivo. Posteriormente, Peebles dio una conferencia en la Universidad Johns Hopkins en la que desarrolló esta idea. En 1965, Penzias le habló al radioastrónomo del MIT B. Burke sobre el ruido no deseado de las antenas que no podían explicar. Burke recordó inmediatamente el discurso de Peebles mencionado por Turner (K.), un colega de la Institución Carnegie, y sugirió que Penzias se pusiera en contacto con el grupo de Dick. De esta manera, dos grandes descubrimientos, experimental y teórico, convergieron para promover el rápido desarrollo de la situación. Primero, Penzias habló con Dick por teléfono y luego Dick le envió una preimpresión del artículo de Peebles et al. Luego, Dick y sus colegas visitaron el sitio experimental de Penzias y Wilson. Después de discutir las observaciones en Mount Crawford, a sólo unos kilómetros de la Universidad de Princeton, ambas partes acordaron publicar dos informes en The Astrophysical Journal, uno de los cuales era el artículo teórico de Dick "Cosmic Blackbody Radiation" (2). El otro es el informe experimental "Medición de sobretemperatura de antena a 4080 MHz" de Penzias y Wilson (3). Aunque este último artículo creía que no se había realizado ningún trabajo en cosmología, por precaución, no abordó la teoría del origen cósmico de la radiación de fondo, excepto para mencionar "En otra breve nota escrita por Dicke, Peebles, Roll y Wikinson En este número se dan posibles explicaciones para las temperaturas excesivas de ruido observadas”. Sin embargo, después de la publicación de los dos artículos, provocaron una gran respuesta. La gente se dio cuenta de que si se podía demostrar que la sobretemperatura de la antena se debía en realidad a la radiación cósmica de fondo, el impacto de este resultado en el desarrollo de la cosmología sería inconmensurable. Según el análisis teórico, la radiación óptica en el estado extremadamente caliente del universo primitivo estaba en equilibrio térmico y debería ser isotrópica. La distribución de la densidad de energía de la radiación térmica obedece a la ley de Planck. A medida que el universo se expande térmicamente y se enfría gradualmente, el espectro de radiación óptica restante aún debería mantener la distribución de Planck.
Si la radiación detectada por Penzias y Wilson se ajusta a esta distribución debería ser un criterio importante para comprobar si el sobrecalentamiento de la antena proviene de la radiación cósmica de fondo. En los casi diez años transcurridos desde 1965 hasta mediados de los años 1970, muchos grupos de investigación completaron diversos experimentos. El equipo de Dick obtuvo 3,0 ± 0,5 K a 3,2 cm, Schackgaft y Herwell obtuvieron 2,8 ± 0,6 K a 20,7 cm y Penzias y Wilson obtuvieron 3,2 ± 0,1 K a 21,1 cm. Sin embargo, el valor máximo de la radiación de cuerpo negro de 3K debería ser de alrededor de 0,1 cm. Para obtener un valor de medición de aproximadamente 0,1 cm, el equipo de cohetes de la Universidad de Cornell y el equipo de globos del MIT observaron la existencia de radiación de cuerpo negro 3K en la región del infrarrojo lejano. El equipo Woody de la Universidad de California, Berkeley, utilizó un globo de gran altitud para medir la presencia de radiación de cuerpo negro de 2,99 K en la banda de 0,25 cm a 0,06 cm. En este punto, los resultados experimentales concuerdan bien con la teoría. . Las temperaturas redundantes de las antenas observadas por Penzias y Wilson son de hecho la radiación cósmica de fondo de microondas, que es isotrópica, no polarizada y tiene un espectro de cuerpo negro de aproximadamente 3 K en todo el universo. Este resultado es de gran importancia para el estudio de la cosmología. Por este motivo, Penzias y Wilson ganaron el Premio Nobel de Física en 1978.