Микроволновое фоновое излучение
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
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
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
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.