ВУЗ: Не указан
Категория: Не указан
Дисциплина: Не указана
Добавлен: 10.04.2024
Просмотров: 141
Скачиваний: 0
О Т КР Ы Т ИЕ М И К Р О В О Л Н О В О Г О И З Л У Ч Е Н И Я |
223 |
В наше время мы задали бы вопрос: можно ли это |
|
излучение обнаружить в радиодиапазоне. Но в 1948 |
г. |
радиоастрономия делала только первые шаги. В самом деле, на волнах длиннее 100 см эффективная темпера тура фона, создаваемого нашей Галактикой, много боль ше 25 К, но в области длин волн между 50 и 1 см (на более коротких волнах существенно атмосферное погло щение) поле излучения с температурой 25 К было бы преобладающим . Причина этого в нетепловом характере спектра излучения Галактики — его эффективная темпе ратура падает с уменьшением длины волны как Я2 -7 . Температура ж е чернотельного излучения не зависит от
длины |
волны, поэтому на достаточно коротких |
волнах |
|||
оно должно превосходить излучение Галактики. |
Д а ж е |
||||
если |
бы |
температура чернотельного излучения |
была |
||
всего |
1 К, |
оно преобладало бы на |
волнах |
короче |
13 см. |
К |
сожалению, к тому времени, |
когда |
радиоастроно |
мия развилась до такой степени, что все это стали ясно понимать, внимание ученых было отвлечено от теории горячей Вселенной, так как она не могла объяснить об
разование элементов |
тяжелее |
гелия, и в этом отношении |
|||
более успешными оказались |
|
теории |
ядерного |
синтеза |
|
в звездах. Несмотря |
на то что |
в этих |
теориях |
проблема |
гелия оставалась нерешенной, предсказание Гамова, со гласно которому Вселенная должна быть заполнена чернотельным излучением, было забыто. Такое положе ние сохранялось до 1964 г., когда Д и к к е независимо вы двинул идею о горячей Вселенной. Отправной точкой рассуждений Дикке был не детальный расчет первичного образования гелия; он исходил скорее из возможности того, что современному расширению Вселенной пред
шествовало' сжатие, в |
ходе |
которого |
возникли |
высокие |
||||
т е м п е р а т у р ы * ) . |
Д и к к е |
понимал, что |
эту идею |
|
можно |
|||
проверить, если |
попытаться |
зарегистрировать |
реликто |
|||||
вое чернотельное |
излучение в сантиметровом |
диапазоне, |
||||||
где оно |
должно |
преобладать |
(если, конечно, |
оно |
суще |
|||
ствует) |
над всеми другими источниками. Поэтому |
осенью |
*) Подробно о соображениях Дикке и его поисках фонового излучения см. в книге Дикке «Гравитация и Вселенная», изд-во
«Мир», М., 1972. — Прим. перев.
224 |
ГЛЛВЛ |
M |
|
|
|
|
|
1964 |
г. он |
il |
его |
сотрудники начали готовить необходи |
|||
мую |
для |
этого |
аппаратуру . |
Так у ж |
случилось, |
что |
|
прежде чем |
они |
сделали своп |
первые |
измерения, |
Пен- |
зпас и Уильсои, которые работали недалеко от Приистона, в Холмделе, штат Ныо - Джерси, сообщили, что они обнаружили нежелательный и неожиданно большой фон
на длине волны 7 см. Эффективная температура |
этого |
||||
фона |
была около 3,5 К. Д и к к е вместе |
со своими |
колле |
||
гами |
Пиблсом, |
Роллом и Уилкинсоном |
тут ж е предполо |
||
жили, |
что этот |
избыточный фон — как |
раз |
то, что они |
|
планировали найти, а именно космическое |
чернотелыюе |
излучение, оставшееся от горячей Вселенной. Чтобы про верить это предположение, нужно определить интенсив
ность фона на |
других длинах волн и посмотреть, |
имеет |
ли фон спектр |
черного тела. Мы поэтому должны |
теперь |
рассмотреть различные измерения, которые были выпол нены до сих пор.
М и к р о в о л н о в ые измерения к о с м и ч е с к о г о фона
Провести абсолютные измерения интенсивности кос мического фона не просто. Обычно в радиоастрономии довольствуются относительными измерениями, в кото рых излучение одной части неба сравнивается с излуче нием другой части неба или излучение одного дискрет ного источника с излучением другого дискретного ис
точника. В этом случае не нужно калибровать |
приемник |
в абсолютных единицах. Однако здесь смысл |
проблемы |
заключается в получении абсолютных измерений. Кроме того, нужно еще учесть излучение атмосферы и Земли,
потери в аппаратуре и тот факт, что искомый |
сигнал, |
||
наверное, в тысячи раз слабее шумов |
приемника. |
||
Последняя трудность характерна для многих радио |
|||
астрономических измерений; от нее обычно |
избавляются |
||
методом, который предложил Д и к к е много |
лет |
назад . |
|
Приемник периодически подключают |
то к |
антенне, то |
|
к источнику сравнения, в качестве которого |
для |
низко |
|
температурных измерений может служить |
сопротивле |
||
ние, погруженное в жидкий гелий. Сигнал |
на |
выходе |
приемника будет тогда содержать периодическую ком поненту, частота которой равна частоте переключения,
ОТКРЫТИЕ М И К Р О В О Л Н О В О Г О |
И З Л У Ч Е Н И Я |
225 |
|
а амплитуда служит мерой разности температур |
между |
||
антенной и эталонным источником. Этот сигнал |
намного |
||
слабее шумов приемника, но, поскольку |
он имеет |
хо |
рошо известную частоту, его можно выделить при по мощи усилителя, настроенного на такую ж е частоту.
Излучение атмосферы обусловлено главным образом молекулами кислорода и воды. Его можно измерить, на правляя антенну на различные участки неба, что соот ветствует различной длине пути радиоволн через атмо сферу. Результаты таких измерений находятся в хоро шем согласии с теорией, и никаких особых проблем здесь не возникает. Труднее учесть излучение Земли .
Лучше всего, насколько это возможно, |
избавиться от |
него, используя рупорную антенну, а не |
более привыч |
ную параболическую. |
|
Случилось так, что Пензиас и Уилсон производили радиоастрономические измерения с рупорной антенной,
первоначально |
предназначавшейся |
для |
приема |
сигна |
лов, отраженных от спутников «Эхо». О-ни были |
озада |
|||
чены явлением, |
которое показалось |
им |
избытком |
шума |
в их аппаратуре; после внимательного изучения они по-, казали, что это — фоновое излучение, изотропное с точ ностью до нескольких процентов и в сотни 'раз более интенсивное, чем то, которое можно было бы объяснить излучением известных радиоисточников. Это и были те
самые |
измерения |
фона |
на 7 см, |
давшие |
температуру |
3,5 К, |
о которых |
мы у ж е |
говорили. |
Позднее |
они рекон |
струировали рупорную антенну и получили окончатель
ный результат 3,1 ± |
1 К. |
|
|
|
|
||
З а этими измерениями последовало много других. |
|||||||
Сначала |
Ролл и Уилкинсон в 1966 |
г. получили |
на |
волне |
|||
3 см |
температуру |
3,0 ± 0 , 5 К, затем |
Хоуэлл |
и |
Щейк- |
||
шафт |
в |
Кембридже |
нашли 2,8 ± 0 , 6 К |
на волне |
21 см. |
||
На этих |
длинах волн Галактика |
дает |
заметный |
вклад |
в фоновое излучение; оценка этого вклада по экстрапо
ляции |
спектра Галактики |
дает величину |
0,5 |
± |
0,2 К. Он |
|
у ж е учтен, когда приводят |
результат |
2,8 |
К для |
внегалак |
||
тической компоненты. |
|
|
|
|
|
|
Современное состояние |
показано |
на |
рис. |
66. Н а б л ю |
||
дения |
достаточно хорошо |
соответствуют |
планковской |
8 Зак, 595
H
io-nh
à*
и |
10 |
|
I1 |
is |
Черное тела 2,1 К |
§ |
ta |
|
WO |
10 |
1,0 |
0,1 |
0,0t |
Длина волны, см
Рис. 66. Измерения изотропного радиофона и планковская кривая, соответствующая температуре черного тела 2,7 К- Верхние пре делы, полученные по линиям межзвездных молекул, противоречат измерению в миллиметровом диапазоне (крест), которое, может быть, относится к дискретной линии, накладывающейся на непрерывный фон.
О Т КР Ы Т ИЕ М И К Р О В О Л Н О В О Г О И З Л У Ч Е Н И Я |
227 |
|
кривой при температуре 2,7 ± 0 , 2 К * ) , |
однако для |
удоб |
ства мы дальше по-прежнему будем |
говорить о |
трех |
градусном фоне. Из рис. 66 ясно, что наиболее харак терной частью кривой спектра излучения абсолютно чер
ного |
|
тела |
является |
область вблизи максимума (около |
||
1 мм) |
и за |
ним, где |
интенсивность |
излучения |
быстро па |
|
дает |
с уменьшением |
длины волны. |
Наиболее |
решающим |
тестом чернотельной природы спектра были бы наблю дения за этим пиком. К сожалению, невозможно прово дить наблюдения с Земли в области около 1 м м так как здесь атмосфера Земли сильно поглощает излучение. Несколько групп исследователей планируют наблюде ния за пределами атмосферы, и уже поступило два со общения об успешных измерениях в диапазоне от 0,4 до 1,3 мм. Интенсивность фона в этом диапазоне оказа лась неожиданно большой и, возможно, имеет локаль ное происхождение, например возникает в верхней атмо сфере или в межпланетном пространстве. Маловероят но, что существует рассеянное фоновое излучение такой интенсивности в областях больших масштабов по при чинам, которые объяснены в следующей главе. Тем не менее эти первые измерения в миллиметровом диапазоне представляют собой интересную нерешенную проб лему * * ) .
Измерения к о с м и ч е с к о г о фона по молекулам циана
Рис. 66 и табл. |
4 дают значения |
температуры |
фона |
на длине волны 2,6 |
мм, интересной |
тем, что она |
лежит |
ближе к пику 3-градусного планковского спектра, кото
рый |
приходится |
на длину волны около 1 мм, чем микро |
|||||||
волновые |
измерения, |
и сильно |
поглощается |
атмосферой |
|||||
|
*) |
Примечание |
при |
корректуре. |
Новейшие наземные |
измерения |
|||
на |
волне 3,3 |
мм дали температуру 2,61 ± 0 , 2 6 К. Температура, кото |
|||||||
рой |
|
лучше |
всего |
удовлетворяют |
все |
наблюдения, |
составляет |
||
2,65 |
± |
0,09 К. |
|
|
|
|
|
|
|
**) Группа в Лос-Аламосе исследовала недавно фоновое излу |
|||||||||
чение в диапазоне 0,8—6 мм и не нашла |
избыточного |
излучения. Их |
+0,5
результат Т = 3,1 д о К прекрасно согласуется с планковской
кривой, полученной по наземным микроволновым измерениям. Повидимому, измерения, давшие избыток миллиметрового излучения,
ошибочны. — Прим. пе'рев.
8*
228 ГЛАВА H
Земли. Как это значение было получено — пожалуй, са мое удивительное в этой примечательной истории. Впер вые этот результат был получен еще в 1941 г., но в то время ему не придали значения. Мы можем начать рас сказ со знаменитой теперь цитаты с последней страницы одной из классических книг Герцберга по молекулярной спектроскопии, опубликованной в 1941 г. («Молекуляр ные спектры и структура молекул», Том I . Спектры двухатомных молекул): «Из отношения интенсивностей линий CNпри К = 0 и К — 1 следует вращательная температура 2,3 К, которая имеет, конечно, всего лишь иллюстративное значение».
|
|
|
|
|
|
|
|
Таблица 4 |
|
Вращательная |
температура |
Т для CN (00) |
|
|
|
||||
по наблюдениям поглощения |
в фиолетовой |
полосе |
|
|
|||||
|
|
my |
|
|
|
|
Лучевая |
скорость **, км/с |
|
Звезда |
Спектраль |
|
|
|
|
||||
ный класс |
|
|
по H I , |
||||||
|
|
|
|
по CN |
|||||
|
|
|
|
|
|
|
21 см |
||
|
|
|
|
|
|
|
|
||
gOph |
|
2,56 |
09,5 V |
|
2,74 ±0,22 * |
— 14,8 |
-12,7 |
||
£ Per |
|
2,83 |
Bl Ib |
|
|
2,82 ±0,30 |
12,6 |
13,4 |
|
55 Cyg |
4,83 |
B3 Ia |
|
|
<5,5 |
— |
— |
|
|
АЕ Äur |
5,3 |
09,5 V |
|
3,5 ±2,3 |
— |
— |
|
||
20 Aql |
|
5,37 |
B3 IV |
|
2,5 ±1,8 |
-12,2 |
-2,0; |
-11,5 |
|
HD 12 953 |
5,68 |
AI Ia |
|
|
3,7±0,7 |
— |
— |
|
|
13 Сер |
5,79 |
B8 Ib |
|
|
2,8 ±0,4 |
|
|||
HD 26 571 |
6,10 |
B8 I I - I I I |
« 3 |
— |
— |
|
|||
xPer |
|
6,08 |
О |
|
|
2,8 ±0,8 |
13,5; 23,2 13,3; 22,8 |
||
BD + |
66° 1 675 |
9,05 |
07 |
|
|
2,39 ±0,4 |
— 17,2 |
-14,2;—19,5 |
|
BD + |
66° 1 674 |
9,5 |
0 |
|
|
2,45 ±0,6 |
-17,4 -14,2;-19,5 |
||
* Ошибки оценивались исходя |
из размеров зерна |
эмульсии. |
|
||||||
" |
Относительно Солнца. |
|
|
|
|
|
|
||
Герцберг |
имеет |
в |
виду |
наблюдения Мак - Келлара |
|||||
в Доминионской обсерватории ( К а н а д а ) , |
который |
на |
|||||||
шел в спектрах некоторых |
звезд линии |
поглощения |
меж |
звездного CN. Если вращательные уровни молекулы CN не возбуждены, то она имеет линию поглощения в фиоле товой части спектра .с X 3874,6 Â; но если молекула находится на первом вращательном уровне, то линия