к библиотеке  к оглавлению  FAQ по эфирной физике  ТОЭЭ  ТЭЦ  ТПОИ  ТИ  

РЕАЛЬНАЯ ФИЗИКА

Глоссарий по физике
А  Б  В  Г  Д  Е  Ж  З  И  К  Л  М  Н  О  П  Р  С  Т  У  Ф  Х  Ц  Ч  Ш  Э  Ю  Я  

Фоновое космическое излучение
Фоновое космическое излучение - эл--магн. излучение Вселенной, не искажённое ближайшими источниками (атмосферой Земли, излучением Галактикой т. п.). Именно Ф. к. и. должны были бы воспринимать приборы с широким полем зрения, вынесенные в пространство между галактиками. К сожалению, такой эксперимент невозможен. Астрономы изучают Ф. к. и., используя наземные и внеатмосферные приборы. В связи с этим отделение фонового компонента от диффузного (рассеянного) излучения локальной и галактич. природы является трудной задачей.

Часто фоном наз. все помехи, затрудняющие выделение сигнала от дискретного объекта: собств. шумы прибора, отчёты рентг. счётчиков, вызванные наличием космич. лучей, диффузное излучение, попадающее в поле зрения прибора (в частности, это может быть и Ф. к. и. при наблюдении источников с малыми угл. размерами), и т. п. Следует подчеркнуть отличие Ф. к. и. от понятия фона в гаком смысле.

Исследование Ф. к. и. представляет самостоят. интерес, т. к. оно несёт информацию об излучении, заполняющем всю Вселенную, т. е. информацию о Вселенной в целом. Кроме того, Ф. к. и. может содержать излучение большого числа неразличимых в отдельности дискретных источников и измерение Ф. к. и. даёт нек-рые оценки их свойств.

Исторически первой проблемой, связанной с Ф. к. и., была проблема яркости ночного неба в видимом диапазоне. В связи с ней был сформулирован простейший кос-мологич. тест, вошедший в историю науки под назв. "парадокс Ольберса", или фотометрический парадокс: в бесконечной однородной стационарной Вселенной на любом луче зрения мы должны видеть поверхность звезды, т. е. всё небо должно иметь яркость, сравнимую с яркостью диска Солнца. Очевидно, что такая модель Вселенной находится в противоречии с нашим повседневным опытом- яркость ночного неба в видимом диапазоне весьма низка. Парадокс Ольберса разрешён в совр. эволюционных моделях Вселенной. Галактики родились ок. 10 млрд. лет назад, плотность числа звёзд во Вселенной столь мала, что на космологич. горизонте (ct~1028 см) доля неба, покрываемая звёздами, ничтожно мала. Кроме того, излучение звёзд на больших расстояниях из-за красного смещения сдвигается в ИК-диапазон и не даёт вклада в наблюдаемую яркость неба в видимом диапазоне.

Точное знание яркости ночного неба (а точнее, оптич. Ф. к. и., интенсивность к-рого, как минимум, ещё в сто раз меньше яркости ночного неба, гл. вклад в к-рую дают свечение атмосферы, зодиакальный свет и свет звёзд Галактики) накладывает жёсткие ограничения на конкретные модели эволюции галактик, на продолжительность яркой фазы их эволюции на стадии "молодой галактики" и т. д.

Астрономов интересуют не только значение яркости неба в том или ином диапазоне длин волн эл--магн. спектра, но и угл. флуктуации интенсивности фонового излучения. В изотропно расширяющейся Вселенной фоновое излучение должно быть изотропным: его интенсивность не должна зависеть от направления. Изотропия истинного фона облегчает его отделение от локальных источников диффузного излучения. В то же время если осн. источником фона является излучение дискретных источников, то на очень малых угл. размерах, когда в поле зрения приборa попадает в ср. порядка одного источника, интенсивность фона должна сильно флуктуировать при переходе от одной площади наблюдения на небе к другой. По этим флуктуациям можно судить о пространств. распределении источников, а также об их распределении по потоку.

Анализ природы Ф. к. и. показывает, что в большинстве диапазонов спектра его интенсивность определяется мно-гочисл. далёкими дискретными источниками излучения. В ряде диапазонов Ф. к. и. не связано с дискретными источниками. Его существование является либо свойством Вселенной как целого (т. н. реликтовое излучение), либо следствием присутствия в межгалактич. пространстве излучающего вещества (горячий межгалактический газ, космические лучи).

На рис. 1 и в табл. приводятся данные об измерениях и оценках интенсивности Ф. к. и.

Рис. 1. Спектр электромагнитного фонового излучения Вселенной. Сплошная линия-результаты наблюдений, штриховая-теоретические оценки; Iv в эрг (см2.с.Гц.ср)-1. 

Плотность энергии и числа фотонов фонового излучения в различных диапазонах

Лишь в оптическом и радиодиапазонах наблюдения Ф. к. и. можно производить с поверхности Земли. Исследования в УФ-, рентг. и g-диапазонах спектра стали возможны только благодаря успехам внеатмосферной астрономии.

Выделение Ф. к. и. на фоне излучения Галактики оказалось сложной задачей. На рис. 2 показано соотношение между диффузным излучением Галактики и Ф. к. и.

Радиодиапазон. Д л и н н о в о л н о в о е р а д и о и з л у ч ен и е (v<600 МГц; l>50 см). Радиотелескопы принимают как Ф. к. и., так и синхротронное излучение релятивистских электронов в межзвёздной среде Галактики, что затрудняет выделение Ф. к. и. Синхротронное излучение Галактики крайне неравномерно распределено по небу. Интерес представляет область на небе с мин. яркостной температурой Тb, равной 80 К на частоте 178 МГц. Ясно, что это верх. предел на яркостную температуру Ф. к. и. на этой частоте. Выделить внегалактич. компонент можно лишь в том случае, если спектр излучения Галактики отличается от спектра Ф. к. и. К сожалению, они достаточно близки. Тщательный анализ показывает, что яркостная температура фона на частоте 178 МГц близка к 30 К, а спектральный индекс совпадает со ср. спектральным индексом излучения радиогалактик a= 0,75. Это позволяет найти яркостную температуру и интенсивность Ф. к. и. на любой длине волны в метровом диапазоне Тb30 (l/1,7м)2,75 К, Iv = 3.10-19.(l/1,7м)0,75 эрг (см2.с.Гц.ср)-1. Совпадение спектральных индексов Ф. к. и. и радиогалактик привело к предположению, что длинноволновое Ф. к. и. представляет собой совокупное излучение далёких мощных дискретных источников радиоизлучения: радиогалактик и квазаров. Однако наблюдаемая в окрестности нашей Галактики пространств. плотность радиогалактик и их радиосветимость (см. Светимость)оказались недостаточными для объяснения интенсивности Ф. к. и. В решении этого вопроса удалось продвинуться лишь после тщательных подсчётов слабых (и, следовательно, далёких) радиоисточников. Зависимость числа источников от потока оказалась существенно более крутой, чем ожидалось. Это говорит о том, что раньше, когда Вселенная была существенно моложе, мощных радиоисточников было намного больше, чем сейчас (точнее, было больше радиоисточников на данное число галактик). Имела место космологич. эволюция радиоисточников. Далёкие мощные радиогалактики и квазары наблюдаются сегодня как слабые радиоисточники. Оказалось, что именно эти многочисл. источники определяют Ф. к. и. в области длинных радиоволн.

Рис. 2. Соотношение плотностей энергии фонового излучения Вселенной и диффузного излучения галактического происхождения; r в эВ/см3.

М и к р о в о л н о в о е ф о н о в о е и з л у ч е н и е (6.108Гц<v<1012Гц; 300 мкм<l<50 см). Измерения в сантиметровой и миллиметровой областях длин волн, проводившиеся с 1965, привели к обнаружению изотропного излучения, имеющего спектр абсолютно чёрного тела и температуру ок. 2,7 К. Это открытие, по-видимому, наиб. важное в космологии со времени установления Хаббла закона ,подтвердило предложенную в 1948 Г. Гамовым горячей Вселенной теорию. Микроволновое Ф. к. и. даёт гл. вклад в плотность энергии и концентрацию фотонов Ф. к. и. (подробнее см. Микроволновое фоновое излучение).

Инфракрасный диапазон (1012 Гц< v<3•1014 Гц; 1 мкм<l<300 мкм). Для этого спектрального интервала определены лишь верх. пределы интенсивности Ф. к. и. Вообще, в ИК-диапазоне наблюдений очень мало, т. к. им сильно мешает поглощение и излучение молекул в верх. агмосфере (см. Прозрачность земной атмосферы). Наземные наблюдения в окнах прозрачности атмосферы возможны лишь при l<25 мкм. Наблюдение же космич. объектов в интервале 25 мкм < l < 200 мкм осуществляется с ракет, баллонов и высотных самолётов. Со спутника "ИРАС" (США, Великобритания, Нидерланды) обнаружено ок. 2,5•105 ИК-источников. Готовится к запуску ряд др. ИК-обсерваторий на ИСЗ. Развитие техники наблюдений привело к обнаружению ИК-избытка в спектрах мн. дискретных источников. Значит. число галактич. объектов, включая нек-рые типы звёзд, а также ряд планетарных и "инфракрасных" туманностей, оказались аномально яркими в ближнем (l>25 мкм) ИК-диапазоне. В большинстве своём это холодные звёзды (конденсирующиеся протозвёз-ды и звёзды-гиганты) с температурой <2000 К или пылевые комплексы, переизлучающие УФ- и оптич. излучение расположенных в них горячих звёзд. Но светимость всех этих объектов не слишком велика, и суммарное излучение источников такого типа в др. галактиках не может определять гл. вклад в Ф. к. и. Наблюдения внегалактич. источников привели к неожиданным результатам: ядра мн. активных галактик (см. Ядра галактик)и квазары излучают в ИК-диапазоне больше энергии, чем во всех других. Расчёты показали, что излучение именно этих объектов должно определять яркость неба в ИК-лучах. Ряд совр. моделей образования галактик предсказывает яркую фазу на стадии активного звездообразования в "молодой галактике". Если эта фаза была на достаточно ранней стадии эволюции Вселенной (при красных смещениях z=5-10), то излучение этих объектов также должно давать вклад в Ф. к. и. в ИК-лучах.

Чувствительность совр. приборов недостаточна для не-посредств. наблюдения инфракрасного Ф. к. и. На рис. 1, 2 и в таблице приведены результаты теоретич. оценок суммарного излучения квазаров и ядер галактик, основанные на данных наблюдений ИК-излучения индивидуальных источников и данных об их плотности во Вселенной. Видимый диапазон < 1 мкм). Для выделения видимого Ф. к. и. из наблюдаемого диффузного излучения необходимо вычесть излучение относительно близких источников: эмиссию атмосферы, зодиакальный свет (свет Солнца, рассеянный на межпланетной пыли), интегральный свет звёзд Галактики. Эмиссия атмосферы становится несущественной при наблюдениях за пределами земной атмосферы. При наземных наблюдениях для её исключения вводят поправку, основанную на исследованиях пропускания атмосферы под разными углами к зениту. Вклад зодиакального света можно в принципе учесть, запуская космич. аппараты перпендикулярно плоскости эклиптики на расстояние ~ 1 а. е., т. е. в область, где практически нет межпланетной пыли. Другой, более доступный ныне путь состоит в использовании моделей свечения зодиакальной пыли, а также в наблюдениях видимого Ф. к. и. во фраунгоферовых линиях, где слабо излучение Солнца и поэтому ослаблен зодиакальный свет. Проводятся интенсивные исследования свойств зодиакального света с ракет и спутников с целью выделения видимого Ф. к. и. Третий фактор можно оценить по функции светимости и пространств. распределению звёзд в Галактике. Этот фактор вносит гл. неопределённость при исследовании внегалактич. компонента оптич. свечения неба.

При наблюдениях с Земли не было найдено никаких следов изотропного видимого компонента Ф. к. и. Верх. предел оказался примерно в 100 раз меньше, чем полная наблюдаемая яркость неба в видимом диапазоне. Зная спектр излучения отд. галактик, их плотность в пространстве и расстояния до галактик, можно рассчитать их интегральное излучение. При этом оказывается, что гл. вклад в видимое Ф. к. и. дают норм. галактики (точнее, излучение входящих в них звёзд).

Следует также учесть, что если межгалактич. пространство заполнено звёздами, скоплениями звёзд или карликовыми галактиками, то их практически невозможно обнаружить при совр. уровне техники наблюдений. В связи с этим вклад этих "светящихся" объектов в ср. плотность вещества во Вселенной неизвестен. Здесь оказываются полезными оценки верх. предела интенсивности Ф. к. и. в видимом диапазоне. Если у этих невидимых объектов отношение масса - светимость такое же, как и для галактик в среднем, то, используя эксперим. данные, можно показать, что масса светящихся тел во Вселенной мала для того, чтобы Вселенная была замкнутой (см. Космология).

Ультрафиолетовый диапазон. Эту область спектра условно можно разделить на две части: первая доступна для наблюдений со спутников и ракет, вторая-принципиально недоступна для прямых наблюдений из Солнечной системы.

Д и а п а з о н, д о с т у п н ы й д л я н а б л ю д е н и й . Яркость неба в УФ-области спектра определяется излучением горячих звёзд нашей Галактики. Очевидно, что чем выше температура Т поверхности звезды, тем больше испускает она фотонов в УФ-диапазоне. Число же звёзд, имеющих данную температуру, быстро падает с ростом Т. Поэтому и суммарное излучение звёзд Галактики быстро падает с уменьшением длины волны. Так, согласно измерениям на космич. станциях "Венера", интегральная светимость нашей Галактики (без учёта неизвестного вклада её ядра) в полосе 1225- 1340 оценивается в 1040-1041 эрг/с, что составляет лишь 10-3-10-4 её светимости в видимом диапазоне. Поэтому ожидалось, что выделить внегалактич. компонент в УФ-диапазоне будет легче, чем в видимом, и что он будет нести информацию в осн. о незвёздных источниках- ядрах галактик, квазарах, межгалактич. газе. Правда, в доступный для наблюдений УФ-диапазон попадает также мощное излучение, обусловленное переизлучением межпланетным водородом линии La солнечного происхождения. Однако это излучение можно исключить фильтрами. Несмотря на все попытки, выделить метагалактич. УФ-излучение пока не удалось. Экспериментально установлены лишь верх. пределы его интенсивности (по минимуму наблюдаемой яркости неба и с точностью до вклада космич. лучей в отсчёты приборов).

По аналогии с нашей Галактикой естественно было бы предположить, что все норм. галактики мало излучают в УФ-лучах и что интенсивность этого компонента Ф. к. и. мала. Однако неожиданно большой поток УФ-излучения был обнаружен из области ядра галактики МЗ1 (Туманность Андромеды) и от ряда др. галактик. Важными источниками Ф. к. и. в УФ-диапазоне спектра, согласно наблюдениям со специализир. спутников, должны являться квазары.

Изучение ультрафиолетового Ф. к. и. важно для определения кол-ва и свойств горячего межгалактич. газа, к-рый, возможно, определяет плотность вешества во Вселенной. В частности, в полосу выделенную существующими фильтрами, попадает сдвинутая красным космологич. смещением линия излучения La самого распространённого во Вселенной элемента-водорода, если он находится на расстоянии, не превышающем 600 Мпк (при Хаббла постоянной Отсутствие в спектрах далёких квазаров полосы поглощения, соответствующей La, говорит о ничтожной плотности нейтрального межгалактич. водорода, т. е. о высокой степени ионизации межгалактич. газа , где nH и nP-число атомов водорода и протонов в 1 см3 межгалактич. пространства.

Д и а п а з о н, н е д о с т у п н ы й д л я п р я м ы х н а б л юд е н и й . Эта область спектра принципиально недоступна для прямых наблюдений из пределов Солнечной системы из-за поглощения фотонов УФ-излучения нейтральным межзвёздным водородом. Существует лишь косвенный метод оценки интенсивности ионизующего Ф. к. и. Фоновое УФ-излучение должно создавать зоны ионизации водорода вокруг галактик, подобные зонам НII, существующим вокруг горячих звёзд. Очевидно, если бы уровень фона был очень высок, то фотоны УФ-диапазона могли бы ионизовать весь межзвёздный газ. В действительности радионаблюдения в радиолинии водорода 21 см привели к обнаружению нейтрального газа далеко за оптич. границами галактик. Плотность водорода там крайне мала, и тот факт, что он не ионизован, говорит о малой интенсивности ультрафиолетового Ф. к. и., его верх. предел в 100 раз ниже, чем в соседнем наблюдаемом диапазоне. Водород на периферии галактик оказался в 100 раз более чувствительным детектором, чем счётчики на спутниках и ракетах. Полученный предел не так уж низок: он соответствует 10000 ионизующих фотонов, падающих на 1 см2 поверхности галактик в 1 с.

Рентгеновский диапазон Наблюдения с ракет, спутников и баллонов показали, что излучение в клас-сич. рентг. области в высокой степени изотропно, т. е. имеет внегалактич. природу. Лишь в области мягких рентг. лучей (для фотонов с энергией e<250 эВ) обнаруживается сильная зависимость интенсивности диффузного излучения от галактич. координат. Спектр рентг. Ф. к. и. оказался степенным. Исследования практически всего неба при помощи приборов на спутниках позволили оценить амплитуду (<3%) мелкомасштабных угл. флуктуации рентг. Ф. к. и. Эти наблюдения важны для космологии: в принципе, наблюдения дипольной анизотропии рентг. фона позволят уточнить скорость движения Солнечной системы относительно системы координат, в к-рой изотропно фоновое излучение, создаваемое далёкими источниками. Наблюдения изотропии рентг. фона могут дать ценную информацию об однородности и изотропии Вселенной.

Главные источники рентг. Ф. к. и. до сих пор неизвестны. По-видимому, это ядра галактик, горячий межгалактич. газ в скоплениях галактик и квазары (обычные галактики дают не более 1 % наблюдаемого рентг. фона). При глубоких обзорах ряда площадок неба с Эйнштейновской рентг. обсерватории (со спутника ХЕАО-Б, США, 1978) на каждом квадратном градусе было обнаружено до десяти рентг. источников. Их детальный анализ в оптич. диапазоне показал, что 20-30% из них - это квазары, 20- 30%-далёкие галактики, 20-30%-звёзды нашей Галактики. Однако излучение этих объектов может обеспечить не более 50% интенсивности Ф. к. и. в рентг. диапазоне. Часть слабых рентг. источников не удаётся отождествить ни с оптическими, ни с радиообъектами. Планируются запуски рентг. спутников, к-рые должны будут снять карту всего неба в диапазоне от 0,5 до 1,5 кэВ и нанести на неё неск. сотен тыс. рентг. источников.

Происхождение рентг. Ф. к. и. может быть связано с рассеянием низкочастотных фотонов на релятивистских электронах космич. лучей (обратный Комптона эффект ).При таком рассеянии энергия фотонов увеличивается во много раз и они попадают в рентг. диапазон. В ядрах галактик, по-видимому, эффективно многократное комп-тоновское рассеяние на тепловых электронах, приводящее к формированию жёсткого рентг. излучения в горячей нерелятивистской максвелловской плазме. Другим важнейшим механизмом излучения рентг. фотонов является тормозное излучение горячего газа.

Гамма-диапазон Как и рентг. излучение, g-излучение может возникать при обратном эффекте Комптона и как тормозное излучение релятивистских электронов при их взаимодействии с газом. Помимо этого, g-фотоны могут рождаться и в других процессах. К ним относятся прежде всего столкновения протонов космич. лучей с ядрами атомов межзвёздной среды, приводящие к рождению p0-мезонов; аннигиляция протонов и антипротонов, сопровождающаяся рождением и последующим распадом p0-мезонов на два g-фотона; кроме того, возбуждение нетепловыми частицами и последующее излучение ядер, аннигиляция электронов и позитронов. Т. к. сечения и вероятности всех этих процессов достаточно хорошо известны, теоретики заранее рассчитали ожидаемые потоки от дискретных источников g-излучения, поток у-излучения от плоскости нашей Галактики и оценили интенсивность фона g-излучения.

Вселенная прозрачна для жёсткого g-излучения вплоть до значений красного смещения z~100. Поэтому по наблюдаемой интенсивности Ф. к. и. можно сделать важный вывод о кол-ве антивещества во Вселенной: маловероятно, чтобы антивещества во Вселенной было бы столько же, сколько вещества (см. Барионная асимметрия Вселенной). Действительно, за время, соответствующее изменению z от 0 до 100 (за это время реликтовое излучение охлаждается примерно в 100 раз - от 300 К до 2,7 К), проан-нигилировало не более одной миллионной доли вещества Вселенной. Иначе интенсивность фонового g-излучения намного превысила бы наблюдаемую. Можно ожидать, что высокая проникающая способность g-излучения сделает g-астрономию мощным орудием исследования эволюции Вселенной.

Литература по 

1. Лонгейр М. С., Сюняев Р. А., Электромагнитное излучение во Вселенной, "УФН", 1971, т. 105, с. 41. Р. А. Сюняев.

к библиотеке  к оглавлению  FAQ по эфирной физике  ТОЭЭ  ТЭЦ  ТПОИ  ТИ