2 месяца назад
Нету коментариев

Внегалактическое микроволновое фоновое излуче­ние приходится на диапазон частот от 500 Мгц до 500 ГГц, что соответствует длинам волн от 60 см до 0,6 мм. Это фоновое излучение, как оказалось, несет ин­формацию о процессах, происходивших во Вселенной до образования галактик, квазаров и других объектов Все­ленной. В связи с этим фоновое микроволновое излуче­ние и стали называть реликтовым, т. е. излучением, ос­тавшимся от прошлых эпох. Обнаружение микроволно­вого фонового излучения явилось одним из фундамен­тальных открытий современной астрономии, поэтому сто­ит подробней остановиться на экспериментах, приведших к его обнаружению.

Важно отметить специфику наблюдений в рассматри­ваемом диапазоне длин волн. Излучение в диапазоне от 20 до 1 см проходит через земную атмосферу и может наблюдаться с помощью наземных радиотелескопов. Ми­кроволновое излучение на более коротких длинах волн, от 1 см и короче, практически полностью поглощается земной атмосферой. Поэтому для измерения микровол­нового фонового излучения и излучения отдельных кос­мических источников в этом диапазоне необходим вы­нос измерительной аппаратуры за пределы земной атмо­сферы. Микроволновый фон в диапазоне от 20 и до 60 см проходит через земную атмосферу, но он настолько слаб, что забивается более мощным синхротронным излучени­ем релятивистских электронов, входящих в состав галак­тических космических лучей.

Несмотря на то что микроволновый диапазон длин волн, доступный для наблюдений с поверхности Земли, исследуется радиоастрономами в течение уже нескольких десятков лет, микроволновый фон был обнаружен совсем недавно, в 1965 г. (хотя был теоретически предсказан в конце 40-х годов). Радиоастрономы долго не могли обнаружить микроволновый фон, так как методы, использовавшиеся для обнаружения и исследования от­дельных источников, были совершенно неприменимы для его регистрации. Например, можно обнаружить слабый радиоисточник с помощью многократного сканирования приемной антенной около предполагаемого местоположе­ния источника. При этом сигнал от источника при каж­дом сканировании будет складываться, а сигнал посто­роннего шума будет расти значительно медленнее. За достаточно большой промежуток времени мы можем на­копить сравнительно большой сигнал от источника, ко­торый будет превышать посторонний шумовой сигнал. Эта методика совершенно не годится для наблюдения микроволнового фонового излучения, которое, как ока­залось, распределено изотропно по небу.

Другой метод поиска основан на обнаружении слабо­го источника, излучающего на определенной длине вол­ны. К таким источникам, например, относятся облака межзвездного нейтрального водорода, излучающие на волне 21 см. Для обнаружения источника используется чувствительный приемник, настроенный на прием излу­чения на заданной длине волны. Однако микроволновое фоновое излучение, как оказалось, имеет непрерывный спектр, более похожий, например, на излучение нашей Земли.

Таким образом, открытие реликтового излучения пот­ребовало предварительной разработки совершенно но­вой методики наблюдений и совершенно нового типа ра­диотелескопов. В 1964 г. американские радиоастрономы А. Пензиас и Р. Вильсон разработали и построили ра­диотелескоп, предназначавшийся для приема сигналов, отраженных от спутников «Эхо», и позволивший им «слу­чайно» зарегистрировать микроволновое фоновое излу­чение. Сердцем этого радиотелескопа был микроволно­вый приемник, меривший излучение на длине волны око­ло 7 см. Этот приемник позволял практически полностью избавиться от шумов, генерируемых в самом приемнике, которые были в 1000 раз интенсивнее наблюдаемого слабого микроволнового фона (рис. 5). От шумового сигнала приемника избавились с помощью введения мо­дулятора, который периодически с частотой около 100 Гц подключал вход приемника то к приемной антенне, улав­ливающей микроволновое излучение, то к источнику эта­лонного сигнала (источник сравнения). Таким образом, в приемник поступал модулированный с частотой 100 Гц сигнал, амплитуда которого была равна разности меж­ду известной интенсивностью сигнала от источника срав­нения и неизвестной интенсивностью микроволнового фо­на. На этот сигнал, который затем поступал на усили­тель, накладывались шумы приемника. Так как усили­тель был настроен на частоту модуляции, то он одновре­менно и усиливал, и фильтровал сигнал от шумов. Пос­ле усилителя сигнал подавался на регистрирующее устройство. Уровень записанного сигнала определялся раз­ностью между известным сигналом источника сравнения и сигналом от наблюдаемого микроволнового фона. Та­ким образом, эта методика позволяла выделить полез­ный сигнал на фоне мощных шумов приемника. Кроме шумов приемника, на микроволновый фон, улавливае­мый антенной, накладывалось излучение Земли и зем­ной атмосферы, которые дали значительный вклад в наб­людаемую интенсивность.

Схема аппаратуры, использовавшейся для обнаружения микроволнового фона в длинноволновом диапазоне

Схема аппаратуры, использовавшейся для обнаружения микроволнового фона в длинноволновом диапазоне

Тепловое излучение Земли занимает полусферу во­круг антенны и сильно мешает при наблюдениях в обыч­ные параболические антенны, используемые радиоастро­номами, даже если ось антенны направлена в зенит. Это связано с тем, что диаграмма приема антенны имеет, кроме основного, также и боковые лепестки (т. е. ан­тенна может «видеть» сбоку и даже сзади). Несмотря на то что эффективность приема этими боковыми лепе­стками мала по сравнению с эффективностью приема ос­новной, осевой диаграммой, при наблюдениях микровол­нового фона, который в сотни раз слабее излучения Зем­ли, сигнал, воспринимаемый боковыми лепестками, мо­жет, однако, сильно исказить результат. Эта проблема была успешно разрешена использованием для приема рупорной антенны, которая имеет менее эффективное «боковое зрение» по сравнению с параболической ан­тенной. Практически при наблюдении в зенит рупорная антенна не чувствует излучения Земли.

Другим источником, который мешал наблюдениям микроволнового фона, явилось собственное излучение земной атмосферы. Для учета вклада этого излучения использовалась сильная зависимость излучения атмосфе­ры от зенитного расстояния. Эта зависимость связана с тем, что интенсивность излучения атмосферы пропорцио­нальна длине столба воздуха в направлении наблюде­ний. Так как атмосфера Земли имеет сферическую фор­му, то длина столба воздуха, а следовательно, и интен­сивность излучения атмосферы будут больше, чем боль­ше зенитное расстояние, в направлении которого мы наблюдаем.

Полная антенная температура (антенная температура Т связана с интенсивностью сигнала I(v) соотношением I(v)=2kTv2/c2, т. е. определяется интенсивно­стью излучения абсолютно черного тела (в области Рэлея — Джин­са). Ясно, что если воспринимаемое антенной излучение имеет фор­му Рэлея — Джинса, то антенная температура будет просто равна температуре излучения. Если в наблюдаемое излучение дают вклад различные источники, то сумма интенсивностей на заданной частоте будет определяться просто суммой антенных температур соответ­ствующих источников), измеренная Пензиасом и Вильсоном, при наблюдениях в зенит составила 6,7 °К, из которых 2,7 °К обязано вкладу излучения ат­мосферы, а 0,9 °К — излучений стенок волноводов и дру­гих частей приемной аппаратуры (так называемый вклад от омических потерь). С учетом этого был полу­чен избыток температуры, равный 3,5±1°К, который нельзя было никак объяснить, если только не предполо­жить, что этот избыток определяется фоновым излучением, приходящим извне Земли. Интенсивность этого фонового излучения оказалась на два порядка выше той, которая ожидалась при экстраполяции фонового радио­излучения (рассмотренного в предыдущей главе) в дан­ный диапазон частот. Отсюда следовал вывод, что фон, зарегистрированный в этом диапазоне, не имеет ниче­го общего с радиофоном, наблюдаемым на более длин­ных волнах.

После этой пионерской работы последовали многочис­ленные измерения микроволнового фона на других дли­нах волн, от 60 см и вплоть до 8 мм. Все они проводи­лись с поверхности Земли с помощью рупорных антенн примерно по той же методике, что и измерения Пензиа-са и Вильсона.Эти наблюдения показали, что темпера­тура микроволнового фона во всем рассматриваемом диапазоне длин волн имеет одно и то же значение, рав­ное 2,7 °К. Это постоянство измеренной температуры в таком широком диапазоне длин волн говорит о том, что спектр этого излучения имеет по форме «рэлей-джинсовский» вид, т. е. является тепловым излучением абсолют­но черного тела. В общем случае интенсивность излуче­ния абсолютно черного тела подчиняется формуле План­ка, которая переходит в формулу Рэлея — Джинса на частотах меньше значений, соответствующих максимуму излучения (на частотах, удовлетворяющих неравенству hv<kT), а на больших частотах — в формулу Вина. Для микроволнового фона максимум излучения прихо­дится на длину волны 1,1 мм (максимальная интенсивность теплового излучения с темпера­турой T=2,7 °К приходится, по закону смещения Вина, на длину волны Лямбда max=0,29/T°К=0,11 см).

Следует отметить, что все эксперименты дали не толь­ко одно и то же значение температуры микроволнового фонового излучения, но и показали, что оно распределе­но по небу изотропно с высокой степенью точности. Из экспериментов по исследованию изотропии было пока­зано, что источник микроволнового фонового излучения не может находиться внутри Галактики, так как тогда должна была бы наблюдаться концентрация излучения к центру Галактики. Источник микроволнового фона не может быть и внутри Солнечной системы, так как наб­людалась бы суточная вариация интенсивности излучения. В силу этого был сделан вывод о внегалактической природе этого фонового излучения.

Предположение о чернотельной природе микроволно­вого фонового излучения требовало, чтобы оно имело максимум интенсивности на длине волны 1,1 мм, а на более коротких волнах интенсивность должна быстро уменьшаться. Поэтому критическими экспериментами для выяснения природы микроволнового фона являлись измерения в миллиметровом и более коротковолновом диапазонах. Но здесь сразу же возникли трудности, свя­занные с необходимостью выноса приемной аппаратуры за пределы земной атмосферы. Атмосфера Земли погло­щает практически все излучение в диапазоне длин волн короче нескольких миллиметров вплоть до ближней ин­фракрасной области. Рассмотрим один из пионерских ракетных экспериментов, подтвердивших планковский характер распределения интенсивности микроволнового фона.

В отличие от радиодиапазона измерения фонового излучения в миллиметровом и далеком инфракрасном диапазонах длин волн требуют глубокого охлаждения не только приемника излучения, но и всей антенно-вол­новодной системы. Необходимость охлаждения приемни­ка связана со спецификой работы болометра (измерите­ля энергии падающего излучения) из германия при сверхнизких температурах.

Если в радиодиапазоне поглощение приемных антенн пренебрежимо мало (вне зависимости от температуры антенны) и вся падающая на них энергия радиоизлуче­ния полностью направляется в приемник, то в далеком инфракрасном диапазоне антенны сильно поглощают падающую на них энергию. Это поглощение тем силь­нее, чем выше температура антенны. Кроме этого, ан­тенно-волноводная система является сама источником теплового излучения. Часть этой излученной энергии мо­жет попасть в приемник и там дать дополнительный вклад в измеряемое излучение. Это постороннее излу­чение тем выше, чем выше температура антенно-волно­водной системы. В силу этих причин стремятся умень­шить поглощение и постороннее излучение антенно-вол­новодной системы, охлаждая ее до температур, когда их влиянием можно пренебречь. В общем случае ясно, чтонеобходима охладить эту систему до температуры ниже температуры измеряемого микроволнового фона. При чем эта низкая температура должна поддерживаться на постоянном уровне в течение всего времени наблюдений. С этой задачей успешно справилась группа американ­ских ученых из Лос-Аламосской исследовательской ла­боратории, которые в мае 1971 г. осуществили запуск ракеты и при помощи ее аппаратуры измерили релик­товый фон. Ракета была запущена с Гавайских остро­вов. На высоте 120 км над Землей была сброшена носо­вая часть ракеты, под которой находилась, аппаратура для измерения фона. Начиная с высоты 185 км начались сами измерения фона, которые проводились вплоть до максимальной высоты 340 км и далее при спуске. Наб­людения длились 7 мин, из них фоновое излучение из­мерялось в течение 110 с.

Прибор для измерения фона состоял из трех отдель­ных болометров, погруженных в криостат с жидким сверхпроводящим гелием с температурой 1,5 °К. Приме­нение различных фильтров у болометров позволяло про­вести измерения в трех различных диапазонах длин волн. Здесь для нас основной интерес представляют наб­людения в диапазоне от 6 до 0,8 мм. Германиевый боло­метр имел сравнительно большую площадь (4X4 мм2), что позволило значительно повысить его чувствитель­ность. Приемная антенна и волноводная часть имели ко­ническую форму, причем поле зрения телескопа состав­ляло 0,1 ,ср, что соответствует 0,01 части всего неба. Тем­пература жидкого гелия и антенно-волноводной систе­мы поддерживалась постоянной в течение наблюдений за счет отвода тепла при испарении жидкого гелия. Для уменьшения шумов приемника применялась методика частотной модуляции сигнала с помощью камертонного модулятора, настроенного на частоту примерно 20 Гц. Для калибровки сигнала использовались наблюдения ис­точника сравнения с известной температурой, который также помещался внутри криостата. На рис. 6 представ­лена запись зарегистрированного сигнала. Резкие подъе­мы на записи соответствуют наблюдениям в направле­ниях, близких к горизонту, где сильно излучает атмосфе­ра. Квадратными скобками сверху отмечены промежут­ки времени, в течение которых измерения использова­лись для получения температуры микроволнового фона. Температуре фона, полученная в этом эксперименте, ока­залась равной 3,1+0,5-2,0 °К. Таким образом, эти наблюдения окончательно под­твердили чернотельную природу микроволнового фонового излучения.

Запись сигнала, полученного с борта ракеты

Запись сигнала, полученного с борта ракеты

После этого экспери­мента последовал еще ряд аналогичных экспери­ментов, которые подтвер­дили полученный вывод. На рис. 7,а представлен наблюдаемый спектр ми­кроволнового фона, а на рис. 7,б — излучение фо­на во всех диапазонах спектра; пунктиром от­мечены теоретические оценки фона.

Спектральная плотность энергии в микроволновом фоновом излучении

Спектральная плотность энергии в микроволновом фоновом излучении

Таким образом, набор экспериментальных дан­ных подтверждает вывод о чернотельной природе микроволнового фона и его внегалактическом про­исхождении. Несмотря на то что большинство аст­рономов считают это из­лучение реликтовым, ос­тавшимся от эпохи до об­разования реальных объ­ектов (подробно об этом мы будем говорить ни­же), следует сказать не­сколько слов о попытках объяснить реликтовый фон, как и радиофон. В период первых наблюде­ний микроволнового фо­нового излучения в ра­диодиапазоне была сде­лана попытка объяснить его суммарным излуче­нием дискретных источ­ников с инвертированны­ми спектрами. Большинство известных источников обладают обычным степен­ным спектром излучения, таким, что интенсивность из­лучения падает с ростом частоты (в источниках с инвер­тированным спектром интенсивность растет с ростом частоты). Привлечение таких источников для объясне­ния спектральных свойств микроволнового фона связа­но с тем, что в сантиметровом и дециметровом диапазо­нах фоновое излучение имеет инвертированный спектр; интенсивность его растет в сторону высоких частот про­порционально второй степени от частоты. Мы не будем останавливаться подробно на этой интерпретации, тем более, что она имеет только исторический интерес. Отме­тим только, что для объяснения спектра микроволнового фона необходимо подобрать и согласовать большое чис­ло параметров, описывающих эти источники. Причем нужно предположить их крайне экзотическое распреде­ление (например, их число должно намного превышать число галактик), эти источники должны были бы давать флуктуации фона, превышающие те, которые наблюда­ются. Кроме того, анализ подсчета числа слабых радио­источников, излучающих на волне 21 см, как раз в диа­пазоне, где фоновое излучение и наблюдается, хорошо согласуется с подсчетами радиоисточников на более длинных волнах. Это указывает на то, что в дециметро­вом диапазоне, если и есть какой вклад от дискретных источников, то эти источники имеют обычный спектр. Кроме того, эти подсчеты показали, что существование объектов с инвертированными спектрами весьма сомни­тельно. Следовательно, мы приходим к выводу о том, что микроволновый фон не связан ни с каким из извест­ных типов космических источников, а обусловлен про­цессами, происходившими до того момента, когда образо­вались все известные нам объекты, т. е. микроволновое чернотельное излучение имеет реликтовую природу.

Для того чтобы понять природу реликтового излуче­ния, обратимся к процессам, имевшим место на ранних стадиях расширения Вселенной. Так как эти стадии не­вообразимо далекого прошлого, то необходима модель, которая описывала бы наблюдаемую Вселенную и ко­торая дала бы нам информацию о ранних, не наблюдае­мых непосредственно фазах расширения. Мы должны обратиться к космологии — науке о Вселенной как в це­лом, включающей в себя теорию всей охваченной наблю­дениями области как части Вселенной.

comments powered by HyperComments