4 роки тому
Немає коментарів

Sorry, this entry is only available in
Російська
На жаль, цей запис доступний тільки на
Російська.
К сожалению, эта запись доступна только на
Російська.

For the sake of viewer convenience, the content is shown below in the alternative language. You may click the link to switch the active language.

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.