Результаты Гамова широко не обсуждались. Однако они были вновь получены Робертом Дикке и Яковом Зельдовичем в начале 60-х годов. В 1964 году это подтолкнуло Дэвида Тодда Вилкинсона и Питера Ролла, коллег Дикке по Принстонскому университету, к созданию радиометра Дикке для измерения реликтового излучения.

В 1965 году Арно Пензиас и Роберт Вудроу Вильсон из Bell Telephone Laboratories в Холмдейле (штат Нью-Джерси) построили радиометр Дикке, который они намеревались использовать не для поиска реликтового излучения, а для экспериментов в области радиоастрономии и спутниковых коммуникаций. При калибровке прибора выяснилось, что антенна имеет избыточную температуру в 3,5 К, которую они не могли объяснить. Получив звонок из Холдмдейла, Дикке остроумно заметил: "Мы сорвали куш, парни". Встреча между группами из Принстона и Холмдейла определила, что такая температура антенны была вызвана реликтовым излучением. В 1978 году Пензиас и Вилсон получили Нобелевскую премию за их открытие.

В 1983 году был проведён первый эксперимент, РЕЛИКТ-1, по измерению реликтового излучения с борта космического аппарата. В январе 1992 года на основании анализа данных эксперимента РЕЛИКТ-1 российские учёные объявили об открытии анизотропии реликтового излучения. Тем не менее, в 2006 году Нобелевская премия по физике за это была присуждена американцам, объявившим о подобном открытии тремя месяцами позже на основании данных эксперимента COBE. Спектрофотометр дальнего инфракрасного излучения (FIRAS) установленный на спутнике NASA Cosmic Background Explorer (COBE) выполнил точные измерения спектра реликтового излучения. Эти измерения стали наиболее точными на сегодняшний день измерениями спектра абсолютно черного тела.

Наиболее подробную карту реликтового излучения удалось построить в результате работы американского космического аппарата WMAP.

2.2.3 Свойства

Спектр наполняющего Вселенную реликтового излучения соответствует спектру излучения абсолютно черного тела с температурой 2,725 кельвина. Его максимум приходится на частоту 160,4 ГГц (микроволновое излучение), что соответствует длине волны 1,9 мм. Оно изотропно с точностью до 0,001% - среднеквадратичное отклонение температуры составляет приблизительно 18 мкК. Это значение не учитывает дипольную анизотропию (разница между наиболее холодной и горячей областью составляет 6,706 мК ), вызванную доплеровским смещением частоты излучения из-за нашей собственной скорости относительно системы отсчёта, связанной с реликтовым излучением. Дипольная анизотропия соответствует движению Солнечной системы по направлению к созвездию Девы со скоростью ≈ 370 км/с

Литература

1. Каплан С.А. Элементарная радиоастрономия. М., 1966

2. Хей Дж. Радиовселенная. М., 1978

3. Ржига О.Н. Радиолокационная астрономия. - В кн. Физика космоса. Маленькая энциклопедия. М., 1986

4. Зельдович Я.Б., Новиков И.Д. Строение и эволюция Вселенной.М., 1975 Космология: теория и наблюдения. М., 1978

5. Вайнберг С. Первые три минуты. Современный взгляд на происхождение Вселенной. М., 1981

6. Силк Дж. Большой взрыв. Рождение и эволюция Вселенной. М., 1982

7. Сюняев Р.А. Микроволновое фоновое излучение. - В кн.: Физика космоса: Маленькая энциклопедия. М., 1986

8. Долгов А.Д., Зельдович Я.Б., Сажин М.В. Космология ранней Вселенной. М., 1988

9. Новиков И.Д. Эволюция Вселенной. М., 1990

10. Железняков В.В., Радиоизлучение Солнца и планет, М., 1964.

11. Бербидж Дж. и Вербидж М., Квазары, пер. с англ., М., 1969.

12. Пахольчик А.Г., Радиоастрофизика, пер. с англ., М., 1973

13. Зельдович Я.Б., Новиков И.Д., Релятивистская астрофизика, М., 1967

14. Дайсон Ф., Тер-Хаар Д., Нейтронные звёзды и пульсары, пер. с англ., М., 1973.

[1] Радиоизлуче́ние (радиово́лны, радиочастоты) — электромагнитное излучение с длинами волн 5 Ч 10-5 — 1010 метров и частотами, соответственно, от 6 Ч 1012Гц и до нескольких Гц[1]. Радиоволны используются при передаче данных в радиосетях.

[2] Квазар (англ. quasar — сокращение от QUASi stellAR radio source — «квазизвёздный радиоисточник») — класс внегалактических объектов, отличающихся очень высокой светимостью и настолько малым угловым размером, что в течение нескольких лет после открытия их не удавалось отличить от «точечных источников» — звёзд.

ПУЛЬСАРЫ (англ. pulsars - сокр. от Pulsating Sources of Radioemission - пульсирующие источники радиоизлучения), космические источники импульсного электромагнитного излучения, открытые в 1967 группой Э. Хьюиша (Великобритания). Импульсы пульсаров повторяются с периодом от тысячных долей секунды до секунд с высокой точностью. Большинство пульсаров излучает в радиодиапазоне от метровых до сантиметровых волн. Пульсары в Крабовидной туманности и ряд других излучают также в оптическом, рентгеновском и гамма-диапазонах. Радио-пульсары отождествляются с быстровращающимися нейтронными звездами, у которых имеется активная область, генерирующая излучение в узком конусе. Этот конус бывает направлен в сторону наблюдателя через промежутки времени, равные периоду вращения звезды. Энергия излучения черпается из энергии вращения звезды, поэтому ее период вращения (период пульсара) постепенно возрастает. Кроме радио- пульсаров открыты т. н. пульсары, наблюдающиеся только в рентгеновском или гамма-диапазонах; они имеют периоды от нескольких до сотен секунд и входят в тесные двойные звездные системы. Источник энергии их излучения, согласно современным представлениям, - гравитационная энергия, выделяющаяся при аккреции на нейтронную звезду или черную дыру вещества, перетекающего от соседней нормальной звезды.

[4] Радиогалактика — тип галактик, который обладает намного большим радиоизлучением, нежели обычные галактики. Радиоизлучение наиболее «ярких» радиогалактик превышает их оптическую светимость. Источники излучения радиогалактик обычно состоит из нескольких компонент (ядро, гало, радиовыбросы).

[5] Нейтральный атомарный водород – возможно, самый распространенный элемент в межзвездном пространстве. Он способен излучать радиолинию с длиной волны 21 см, которая была предсказана в 1944 нидерландским теоретиком Х. ван де Хюлстом и обнаружена в 1951 Х.Юэном и Э.Парселом из Гарвардского университета (США). Существование узкой линии в радиодиапазоне оказалось очень полезным: измеряя ее доплеровское смещение, можно очень точно определять лучевую скорость наблюдаемого облака газа. При этом приемная аппаратура радиотелескопа сканирует некоторый диапазон длин волн в районе линии 21 см и отмечает пики излучения. Каждый такой пик – это линия излучения водорода, смещенная по частоте из-за движения одного из облаков, попавших в поле зрения антенны телескопа.

Около 5% водорода в Галактике вследствие высокой температуры находится в ионизованном состоянии. Когда свободные электроны пролетают вблизи положительно заряженных ядер водорода – протонов, они испытывают притяжение, движутся ускоренно и при этом излучают электромагнитные кванты. Иногда, потеряв энергию, электрон оказывается захваченным на один из верхних уровней атома (т.е. происходит рекомбинация). Спускаясь затем каскадно на устойчивый нижний уровень, электрон также излучает кванты энергии. Такое излучение свободных и рекомбинирующих электронов наблюдается в радиодиапазоне от эмиссионных туманностей и позволяет обнаруживать их даже в тех случаях, когда оптическое излучение не может достичь Земли из-за поглощения в межзвездной пыли. Благодаря этому радиоастрономы смогли обнаружить практически все эмиссионные туманности в Галактике.