Фоновое реликтовое излучение. Микроволновое фоновое излучение (реликтовое излучение)
Микроволновое фоновое излучение (реликтовое излучение)
- космич. излучение, имеющее спектр, характерный для при темп-ре ок. ЗК; определяет интенсивность фонового излучения Вселенной в коротковолновом радиодиапазоне (на сантиметровых, миллиметровых и субмиллиметровых волнах). Характеризуется высочайшей степенью изотропии (интенсивность практически одинакова во всех направлениях). Открытие М. ф. и. (А. Пензиас, Р. Вильсон, 1965 г., США) подтвердило т.н. , дало важнейшее экспериментальное свидетельство в пользу представлений об изотропии расширения Вселенной и её однородности в больших масштабах (см. ).Согласно модели горячей Вселенной, вещество расширяющейся Вселенной имело в прошлом намного более высокую плотность, чем сейчас, и чрезвычайно высокую темп-ру. При Т > 10 8 К первичная , состоявшая из протонов, ионов гелия и электронов, непрерывно излучающих, рассеивающих и поглощающих фотоны, находилась в полном с излучением. В ходе последующего расширения Вселенной темп-ра плазмы и излучения падала. Взаимодействие частиц с фотонами уже не успевало за характерное время расширения заметно влиять на спектр излучения ( Вселенной по тормозному излучению к этому времени стала много меньше единицы). Однако даже при полном отсутствии взаимодействия излучения с веществом в ходе расширения Вселенной чернотельный спектр излучения остаётся чернотельным, уменьшается лишь темп-ра излучения. Пока темп-ра превышала 4000 К, первичное вещество было полностью ионизовано, пробег фотонов от одного акта рассеяния до др. был много меньше . При 4000 К произошла протонов и электронов, плазма превратилась в смесь нейтральных атомов водорода и гелия, Вселенная стала полностью прозрачной для излучения. В ходе её дальнейшего расширения темп-ра излучения продолжала падать, но чернотельный характер излучения сохранился как реликт, как "память" о раннем периоде эволюции мира. Это излучение обнаружили сначала на волне 7,35 см, а затем и на др. волнах (от 0,6 мм до 50 см).
Темп-ра М. ф. и. с точностью до 10% оказалась равной 2,7 К. Ср. энергия фотонов этого излучения крайне мала - в 3000 раз меньше энергии фотонов видимого света, но число фотонов М. ф. и. очень велико. На каждый атом во Вселенной приходится ~ 10 9 фотонов М. ф. и. (в среднем 400-500 фотонов в 1 см 3).
Наряду с прямым методом определения темп-ры М. ф. и. - по кривой распределения энергии в спектре излучения (см. ), существует также косвенный метод - по населённости нижних уровней энергии молекул в межзвёздной среде. При поглощении фотона М. ф. и. молекула переходит из осн. состояния в возбуждённое. Чем выше темп-ра излучения, тем выше плотность фотонов с энергией, достаточной для возбуждения молекул, и тем большая их доля находится на возбуждённом уровне. По количеству возбуждённых молекул (населённости уровней) можно судить о темп-ре возбуждающего излучения. Так, наблюдения оптич. линий поглощения межзвёздного циана (CN) показывают, что его нижние уровни энергии населены так, как будто молекулы CN находятся в поле трёхградусного чернотельного излучения. Этот факт был установлен (но не понят в полной мере) ещё в 1941 г., задолго до обнаружения М. ф. и. прямыми наблюдениями.Ни звёзды и радиогалактики, ни горячий межгалактич. газ, ни переизлучение видимого света межзвёздной пылью не могут дать излучения, приближающегося по св-вам к М. ф. и.: суммарная энергия этого излучения слишком велика, и спектр его не похож ни на спектр звёзд, ни на спектр радиоисточников (рис. 1). Этим, а также практически полным отсутствием флуктуации интенсивности по небесной сфере (мелкомасштабных угловых флуктуации) доказывается космологич., реликтовое происхождение М. ф. и.
Флуктуации М. ф. и.
Обнаружение небольших различии в интенсивности М. ф. и., принимаемого от разных участков
небесной сферы, позволило бы сделать ряд выводов о характере первичных возмущении
в веществе, приведших в дальнейшем к образованию галактик и скоплений галактик. Современные
галактики и их скопления образовались в результате роста незначительных по амплитуде
неоднородностей плотности вещества, существовавших до рекомбинации водорода во Вселенной.
Для любой космологич. модели можно найти закон роста амплитуды неоднородностей в
ходе расширения Вселенной. Если знать, каковы были амплитуды неоднородности вещества
в момент рекомбинации, можно установить, за какое время они могли вырасти и стать
порядка
единицы. После этого области с плотностью, значительно превышающей среднюю, должны
были выделиться из общего расширяющегося фона и дать начало галактикам и их скоплениям.
"Рассказать" об амплитуде начальных неоднородностей плотности в момент рекомбинации
может лишь реликтовое излучение. Поскольку до рекомбинации излучение было жёстко
связано
с веществом (электроны рассеивали фотоны), то неоднородности в пространственном распределении
вещества приводили к неоднородностям плотности энергии излучения, т. е. к различию
темп-ры излучения в разных по плотности областях Вселенной. Когда после рекомбинации
вещество перестало взаимодействовать с излучением и стало для него прозрачным, М.
ф. и.
должно было сохранить всю информацию о неоднородпостях плотности во Вселенной в период
рекомбинации. Если неоднородности существовали, то темп-ра М. ф. и. должна флуктуировать,
зависеть от направления наблюдения. Однако эксперименты по обнаружению ожидаемых
флуктуации пока не обладают достаточно высокой точностью. Они дают лишь верхние пределы
значений
флуктуации. В малых угловых масштабах (от одной угловой минуты до шести градусов
дуги) флуктуации не превышают 10 -4 К. Поиски флуктуации
М. ф. и.
осложняются также тем, что вклад во флуктуации фона дают дискретные космич. радиоисточники,
флуктуирует излучение атмосферы Земли и т. д. Эксперименты в больших угловых масштабах
также показали, что темп-ра М. ф. и. практически не зависит от направления наблюдения:
отклонения не превышают К. Полученные данные позволили
снизить
оценку степени анизотропии расширения Вселенной в 100 раз по сравнению с оценкой
по данным прямых наблюдений "разбегающихся" галактик.
М. ф. и. как "новый эфир".
М. ф. и. изотропно лишь в системе координат, связанной с "разбегающимися" галактиками,
в т.н. сопутствующей системе отсчёта (эта система расширяется вместе с Вселенной).
В
любой др. системе координат интенсивность излучения зависит от направления. Этот
факт открывает возможность измерения скорости движения Солнца относительно системы
координат,
связанной с М. ф. и. Действительно, в силу Доплера, эффекта фотоны, распространяющиеся
навстречу движущемуся наблюдателю, имеют более высокую энергию, нежели догоняющие
его,
несмотря на то, что в системе, связанной с М. ф. и., их энергии равны. Поэтому и
темп-ра излучения для такого наблюдателя оказывается зависящей от направления: , где T
0 - ср. по небу темп-ра
излучения, v
- скорость наблюдателя, - угол между вектором
скорости
и направлением наблюдения.
Дипольная анизотропия реликтового излучения, связанная с движением Солнечной системы относительно поля этого излучения, к настоящему времени твердо установлена (рис. 2): в направлении на созвездие Льва темп-ра М. ф. и. на 3,5 мК превышает среднюю, а в противоположном направлении (созвездие Водолея) на столько же ниже средней. Следовательно, Солнце (вместе с Землёй) движется относительно М. ф. и. со скоростью ок. 400 км/с по направлению к созвездию Льва. Точность наблюдений столь высока, что экспериментаторы фиксируют скорость движения Земли вокруг Солнца, составляющую 30 км/с. Учёт скорости движения Солнца вокруг центра Галактики позволяет определить скорость движения Галактики относительно М. ф. и. Она составляет 600 км/с. В принципе, существует метод, позволяющий определить скорости богатых скоплений галактик относительно реликтового излучения (см. ).
Спектр М. ф. и.
На рис. 1 приведены существующие экспериментальные данные о М. ф. и. и планковская
кривая распределения энергии в спектре равновесного излучения абсолютно чёрного тела,
имеющего
темп-ру 2,7 К. Положения экспериментальных точек хорошо согласуются
с теоретич. кривой. Это служит веским подтверждением модели горячей Вселенной.
Отметим, что в диапазоне сантиметровых и дециметровых волн измерения темп-ры М. ф. и. возможны с поверхности Земли при помощи радиотелескопов. В миллиметровом и особенно в субмиллиметровом диапазонах излучение атмосферы препятствует наблюдениям М. ф. и., поэтому измерения проводятся широкополосными , установленными на воздушных шарах (баллонах) и ракетах. Ценные данные о спектре М. ф. и. в миллиметровой области получены из наблюдений линий поглощения молекул межзвездной среды в спектрах горячих звезд. Выяснилось, что осн. вклад в плотность энергии М. ф. и. даёт излучение с от 6 до 0,6 мм, темп-ра к-рого близка к 3 К. В этом диапазоне длин волн плотность энергии М. ф. и. =0,25 эВ/см 3 .
Многие из космологич. теорий и теорий образования галактик, к-рые рассматривают процессы вещества и антивещества, диссипацию развитой , крупномасштабных потенциальных движений, испарение первичных малой массы, распад нестабильных , предсказывают значит. энерговыделение на ранних стадиях расширения Вселенной. В то же время любое выделение энергии align="absmiddle" width="127" height="18"> на этапе, когда темп-ра М. ф. и. менялась от до 3 К, должно было заметно исказить его чернотельный спектр. Т.о., спектр М. ф. и. несёт информацию о тепловой истории Вселенной. Более того, эта информация оказывается дифференцированной: выделение энергии на каждом из трёх этапов расширения ( K; 3Т 4000 К). Таких энергичных фотонов крайне мало (~10 -9 от общего их числа). Поэтому рекомбинационное излучение, возникающее при образовании нейтральных атомов, должно было сильно исказить спектр М. ф. и. на волнах 250 мкм.Ещё один нагрев вещество могло испытать при образовании галактик. Спектр М. ф. и. при этом также мог измениться, поскольку рассеяние реликтовых фотонов на горячих электронах увеличивает энергию фотонов (см. ). Особенно сильные изменения происходят в этом случае в коротковолновой области спектра. Одна из кривых, демонстрирующих возможное искажение спектра М. ф. и., приведена на рис. 1 (штриховая кривая). Имеющиеся изменения в спектре М. ф. и. показали, что вторичный разогрев вещества во Вселенной произошел много позже рекомбинации.
М. ф. и. и космические лучи.
Космич. лучи (протоны и ядра высоких энергий; ультрарелятивнстские электроны, определяющие радиоизлучение нашей и др. галактик в метровом диапазоне) несут информацию о гигантских взрывных процессах в звездах и ядрах галактик, при к-рых они рождаются. Как оказалось, время жизни частиц высоких энергий во Вселенной во многом зависит от фотонов М. ф. и., обладающих малой энергией, но чрезвычайно многочисленных - их в миллиард раз больше, чем атомов во Вселенной (это соотношение сохраняется в процессе расширения Вселенной). При столкновении ультрарелятивистских электронов космич. лучей с фотонами М. ф. и. происходит перераспределение энергии и импульса. Энергия фотона возрастает во много раз, и радиофотон превращается в фотон рентг. излучения, энергия же электрона меняется незначительно. Поскольку этот процесс повторяется многократно, электрон постепенно теряет всю энергию. Наблюдаемое со спутников и ракет рентг. фоновое излучение, по-видимому, частично обязано своим происхождением этому процессу.
Протоны и ядра сверхвысоких энергий также подвержены воздействию фотонов М. ф. и.: при столкновениях с ними ядра расщепляются, а соударения с протонами приводят к рождению новых частиц (электрон-позитронных пар, -мезонов и т.д.). В результате энергия протонов быстро уменьшается до пороговой, ниже к-рой рождение частиц становится невозможным по законам сохранения энергии и импульса. Именно с этими процессами связывают практич. отсутствие в космич. лучах частиц с энергией 10 20 эВ, а также малое количество тяжёлых ядер.
Лит.:
Зельдович Я.Б., "Горячая" модель Вселенной, УФН, 1966, т. 89, в. 4, с. 647; Вайнберг
С., Первые три минуты, пер. с англ., М., 1981.
Как, вероятно, уже заметил читатель, история радиоастрономии сложилась так, что важнейшие открытия в этой области науки производились случайно. Само начало радиоастрономии было положено случайным открытием Янским дискретных источников излучения, приходящего на Землю из космоса. При исследовании
явления мерцания радиоволн как случайный, побочный, но гораздо более важный результат, были обнаружены пульсары.
Еще одно крупное открытие наших дней было сделано совершенно неожиданно для тех, кто обнаружил новое явление. В 1965 г. Пензиас и Вилсон, два специалиста по радиоаппаратуре, исполняя поручение фирмы Белл, исследовали одно из весьма чувствительных устройств приема радиоизлучения и вносили в него усовершенствования для устранения влияния всех возможных помех. Когда после длительной работы они пришли к выводу, что в этом направлении ими все сделано и влияние земных источников радиоизлучения должно быть полностью уничтожено, обнаружилось, что в приемное устройство направленное на небо, продолжает поступать хотя и очень слабое, но уверенно регистрируемое радиоизлучение. Особенность его состояла в том, что интенсивность излучения показывала почти строгое постоянство для всех направлений, за исключением, разумеется, тех, в которых расположены дискретные космические Шорники радиоизлучения.
Значение сделанного открытия стало ясным тогда, когда дальнейшие исследования показали, что распределение приходящего излучения по длинам волн соответствует излучению «абсолютно черного тела». Оно такое, какое вызывалось бы телом, имеющим чрезвычайно низкую температуру: 3 кельвина (ЗК).В соответствии с законом Вина (λ m · T = 0,2897) максимум энергии излучения при этой температуре приходится на длину волны около 1 мм.
Из почти полной независимости интенсивности обнаруженного радиоизлучения от направления (его изотропности) следует, что Вселенная пронизана этим излучением, оно заполняет все пространство между звездами и галактиками. Распределение энергии в спектре согласно закону для абсолютно черного тела с температурой 3 К показывает, что это излучение - не трансформированное излучение звезд, туманностей и галактик, а является независимой субстанцией, заполняющей пространство Вселенной. Поэтому оно получило название фонового излучения.
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, числа звёзд во Вселенной столь мала,
что на космологич. горизонте (ct
~10 28 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; I v
в эрг (см 2. 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 Т b
, равной 80 К на частоте 178 МГц. Ясно, что это верх. предел на яркостную
темп-ру 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 темп-ра 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 темп-ру
и интенсивность Ф. к. и. на любой длине волны в метровом диапазоне Т b
30
(l/1,7м) 2,75 К, I v
= 3 . 10 -19. (l/1,7м) 0,75
эрг (
см 2. 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 га
лактического
происхождения; r в эВ/см 3
.
Инфракрасный диапазон
(10 12 Гц< v
<3 10 14 Гц; 1 мкм
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 ф-ции 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 темп-ра Т
поверхности звезды, тем больше испускает она фотонов
в УФ-диапазоне. Число же звёзд, имеющих данную темп-ру, 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 10 40 -10 41 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 L
a
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 L
a 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 L
a , говорит о ничтожной
плотности нейтрального межгалактич. водорода, т. е. о высокой степени ионизации
межгалактич. газа 
,
где n
H и n
P -число атомов водорода и протонов
в 1 см 3 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 см 2 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 p 0 -мезонов; аннигиляция протонов и антипротонов,
сопровождающаяся рождением и последующим распадом p 0 -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.
Лит.: Лонгейр М. С., Сюняев Р. А., Электромагнитное излучение во Вселенной, "УФН", 1971, т. 105, с. 41. Р. А. Сюняев .
ФОНОВОЕ ИЗЛУЧЕНИЕ
ФОНОВОЕ ИЗЛУЧЕНИЕ , радиация, которая присутствует в окружающей среде в нормальных условиях. Ее следует принимать в расчет при измерении радиации, исходящей от какого-либо конкретного источника. На Земле фоновая радиация вызывается процессом распада имеющихся в природе радиоактивных горных пород. В космосе так называемый «микроволновой фон» приписывают влиянию «Большого ВЗРЫВА».
Научно-технический энциклопедический словарь .
Смотреть что такое "ФОНОВОЕ ИЗЛУЧЕНИЕ" в других словарях:
В астрофизике диффузное и практически изотропное электромагнитное излучение Вселенной. Спектр фонового излучения простирается от длинных радиоволн до гамма лучей. Вклад в фоновное излучение могут давать неразличимые в отдельности далекие… … Большой Энциклопедический словарь
фоновое излучение - Излучение, уровень которого существенно ниже полезного сигнала. [Л.М. Невдяев. Телекоммуникационные технологии. Англо русский толковый словарь справочник. Под редакцией Ю.М. Горностаева. Москва, 2002] Тематики электросвязь, основные понятия EN… … Справочник технического переводчика
В астрофизике, диффузное и практически изотропное электромагнитное излучение Вселенной. Спектр фонового излучения простирается от длинных радиоволн до гамма лучей. Вклад в фоновое излучение могут давать неразличимые в отдельности далёкие… … Энциклопедический словарь
фоновое излучение - rus фоновое излучение (с), фон (м) ионизирующего излучения; фоновая радиация (ж); радиоактивный фон (м) eng background radiation fra rayonnement (m) de fond, rayonnement (m) ionisant naturel deu Hintergrundstrahlung (f) spa radiación (f) de fondo … Безопасность и гигиена труда. Перевод на английский, французский, немецкий, испанский языки
фоновое излучение - foninė spinduliuotė statusas T sritis fizika atitikmenys: angl. background radiation vok. Nulleffektstrahlung, f; Untergrundstrahlung, f rus. фоновое излучение, n pranc. rayonnement ambiant, m … Fizikos terminų žodynas
фоновое излучение - Излучение, регистрируемое детектором в отсутствие радиоактивных источников, излучение которых необходимо измерить … Политехнический терминологический толковый словарь
В астрофизике, диффузное и практически изотропное эл. магн. излучение Вселенной. Спектр Ф. и. простирается от длинных радиоволн до гамма лучей. Вклад в Ф. и. могут давать неразличимые в отдельности далёкие источники и диффузное в во (газ, пыль),… … Естествознание. Энциклопедический словарь
Космология Возраст Вселенной Большой взрыв Содвижущееся расстояние Реликтовое излучение Космологическое уравнение состояния Тёмная энергия Скрытая масса Вселенная Фридмана Космологический принцип Космологические модели Формировани … Википедия
ФОНОВОЕ излучение в астрофизике - диффузное и практически изотропное электромагнитное излучение Вселенной. Спектр фонового излучения простирается от длинных радиоволн до гамма-лучей. Вклад в фоновное излучение могут давать неразличимые в отдельности далекие источники и диффузное вещество (газ, пыль), заполняющее космическое пространство. Важнейший компонент фонового излучения - реликтовое излучение.
ФОНОВОЕ ИЗЛУЧЕНИЕ - , радиация, которая присутствует в окружающей среде в нормальных условиях. Ее следует принимать в расчет при измерении радиации, исходящей от какого-либо конкретного источника.
Реликтовое излучение
Релимктовое излучемние (или космическое микроволновое фоновое излучение от _en. cosmic microwave background radiation). Термин "реликтовое излучение ", который обычно используется в русскоязычной литературе, ввёл в употребление советский астрофизик И.С. Шкловский - космическое электромагнитное излучение с высокой степенью изотропности и со спектром, характерным для абсолютно чёрного тела с температурой 2,725 К.
Существование реликтового излучения было предсказано теоретически в рамках теории Большого взрыва. Хотя в настоящее время многие аспекты первоначальной теории Большого взрыва пересмотрены, основы, позволившие предсказать температуру реликтового излучения, остались неизменны. Считается, что реликтовое излучение сохранилось с начальных этапов существования Вселенной и равномерно её заполняет. Экспериментально его существование было подтверждено в 1965 году. Наряду с космологическим красным смещением, реликтовое излучение рассматривается как одно из главных подтверждений теории Большого взрыва.
Природа излучения
Согласно теории Большого Взрыва, ранняя Вселенная представляла собой горячую плазму, состоящую из фотонов, электронов и барионов. Благодаря эффекту Комптона, фотоны постоянно взаимодействовали с остальными частицами плазмы, испытывая с ними упругие столкновения и обмениваясь энергией. Таким образом, излучение находилось в состоянии теплового равновесия с веществом, а его спектр соответствовал спектру абсолютно чёрного тела.
По мере расширения Вселенной, космологическое красное смещение вызывало остывание плазмы и, на определённом этапе, для электронов стало энергетически предпочтительней, соединившись с протонами - ядрами водорода и альфа-частицами - ядрами гелия, сформировать атомы. Этот процесс называется рекомбинацией. Это случилось при температуре плазмы около 3000 К и примерном возрасте Вселенной 400 000 лет. С этого момента фотоны перестали рассеиваться теперь уже нейтральными атомами и смогли свободно перемещаться в пространстве, практически не взаимодействуя с веществом. Наблюдаемая сфера, соответствующая данному моменту, называется поверхностью последнего рассеяния. Это - самый удалённый объект, который можно наблюдать в электромагнитном спектре.
