Файл: Иноземцев, Г. Г. Незатылованные шлицевые червячные фрезы-1.pdf

ного на межпланетной пыли. Несмотря на эти трудности, в послед­ ние годы были получены верхние пределы интенсивности фонового оптического излучения в узких интервалах длин волн вблизи 5500 [8] и 4100 А [9].

Еще более сложны измерения фоновых излучений в ультрафио­ летовой области. Поглощение ультрафиолетового излучения в зем­ ной атмосфере приводит к необходимости выноса регистрирующей аппаратуры за пределы атмосферы. Исследования ультрафиолето­ вого фона проводились в Советском Союзе (в диапазоне 1225—1340 [10] и 1050—1180 А [11]), в Японии (1350—1480 А [12]) и в Англии (2020—2790 А [13]). Во всех указанных экспериментах получены только верхние пределы интенсивности изотропного фонового излу­ чения.

В. Р Е Н Т Г Е Н О В С К И Й Д И А П А З О Н

Этот диапазон фоновых излучений привлек наибольшее внима­ ние и изучен относительно хорошо. Причиной, по крайней мере в об­ ласти жесткого рентгеновского излучения (1—1000 кэв), являются относительная простота используемой аппаратуры и сравнительно малый фон других космических объектов (Солнца, Галактики).

Изотропия фонового рентгеновского излучения исследовалась в работе [21]. Было получено, что в диапазоне 10—100 кэв рентге­ новский фон изотропен с погрешностью в несколько процентов. Это доказывает метагалактическую природу рентгеновского фонового

работы [23], сведены данные об интенсивности рентгеновского фона и показателе yv в области Еу < 40 кэв.

Большое внимание экспериментаторов и теоретиков привлекли исследования фоновых излучений в мягком рентгеновском диапазоне (0,15—1 кэв). Заимствованные из работы [23] сводные данные по ин­ тенсивности мягкого рентгеновского излучения приведены в табл. 24 (оригинальные работы см. [23—31]).

Основные выводы, вытекающие из табл. 24 и рис. 44, таковы: 1) экспериментальные данные плохо согласуются; 2) проявляется заметная тенденция к повышению интенсивности фонового излучения в области мягкого рентгеновского излучения по сравнению с экстра­

190

Учет поглощения мягкого рентгеновского излучения в межзвездном газе еще более усиливает эту тенденцию.

Эти особенности мягкого рентгеновского фонового излучения по­

послужила обнаруженная в работе [24] корреляция между увеличе­ нием количества межзвездного газа на луче зрения и уменьшением интенсивности фонового излучения. Однако последующие исследо­ вания показали, что экспериментальная ситуация гораздо сложнее. На рис. 46 нанесена вычисленная японской группой зависимость интенсивности мягкого рентгеновского излучения от галактической широты. Здесь же приведены экспериментальные данные о мягком рентгеновском излучении, полученные этой группой. Из этого рисун­ ка следует, что экспериментальная зависимость интенсивности мяг­ кого рентгеновского излучения от широты существенно более сла­ бая, чем это предсказывается расчетами, и имеет иной характер

191

{асимметрия относительно галактической плоскости). Аналогичный результат был получен в работе [31]. Не исключено, следовательно, что заметная часть мягкого рентгеновского фонового излучения об­ разуется в галактических источниках. Несколько лет назад отмеча­ лось, что при расширении оболочек сверхновых I I типа часть кине­ тической энергии расширения может преобразовываться в излучение

следующими особенностями: сильной зависимостью от геомагнитной широты (увеличение интенсивности в полярных областях); очень крутым спектром (yv ~ 3—4); резко выраженными временными ва­ риациями. Эти особенности обусловлены характеристиками медлен­ ных электронов в атмосфере (см. работу [37]).

J 92

На низких геомагнитных широтах потоки энергии медленных электронов невелики (<1(Г2 эрг/(см2• сек) [38]), но, несмотря на это, вклад рентгеновского излучения, наведенного атмосферными элект­ ронами, может быть заметным. Вклад атмосферного рентгеновского излучения в жесткое рентгеновское фоновое излучение пренебрежи­ мо мал (из-за резкого спадания интенсивности атмосферных электро­ нов с увеличением энергии).

В заключение дискуссии о мягком рентгеновском фоновом из­ лучении отметим, что в настоящее время нельзя сделать однознач­ ный выбор между различными гипотезами происхождения наблю­ даемого излучения. Представляется весьма вероятным, что фон в этой области — комплексное явление, обусловленное атмосфер­ ными, галактическими и метагалактическими эффектами.

Г. Д И А П А З О Н у - И З Л У Ч Е Н И Я

М я г к и й у - фон . Перейдем теперь к мягкому у-фону (Е = 1 —

— 30 Мэв). Это одна из наиболее трудных областей с точки зрения экспериментаторов. Дело в том, что в этом диапазоне энергий сече­ ние взаимодействия фотонов с веществом минимально (см. § 2.6) и вследствие этого эффективность детекторов относительно мала. Кроме того, здесь возникают значительные трудности с определе­ нием энергии фотонов, поскольку энергия вторичного электрона в комптон-эффекте (основном процессе взаимодействия мягких фо­ тонов с веществом ) неоднозначно связана с энергией первичного фо­ тона.

В одном из первых экспериментов в области мягкого у-излучения была обнаружена интересная особенность в спектре фонового излу­ чения — возрастание интенсивности в диапазоне энергий 1—6 Мэв [39]. Последующие эксперименты не внесли окончательной ясности

замечание, которое, быть может, явится ключом к рассматриваемой проблеме. В опытах по измерению фоновых излучений в области 1—6 Мэв должна играть роль радиоактивность, наведенная взаимо­ действием космического излучения с плотным материалом, находя­ щимся в непосредственной близости от регистрирующего устройства. Измерения [42] продемонстрировали наличие подобного эффекта. Поэтому представляется вероятным, что в области Еу^. 1-гб Мэв в спектре фоновых излучений нет аномалий.

Таким образом, в настоящее время есть вполне разумные основа­ ния полагать, что в широком энергетическом интервале фоновых излучений Еу ~ 0,15-^-5000 кэв, их спектр представляется моно­ тонно убывающей функцией.

Жесткий у-фон. В этой области энергий основным процессом взаимодействия фотонов с веществом является образование электронпозитронных пар. В основу методов регистрации космического у-излучения положены разработанные методы ядерной физики — ис­ пользование телескопов из сцинтилляционных счетчиков, черенковских счетчиков, искровых камер и ядерных фотоэмульсий (подробнее см. обзор [43]).

Основными препятствиями на пути изучения жесткого космиче­ ского у-излучения являются малые потоки космических фотонов вы­ соких энергий и относительно сильный фон заряженных частиц. Поэтому все проведенные до сих пор эксперименты дают лишь верх­ нюю границу интенсивности у-квантов. Тем не менее следует ожи­ дать, что в ближайшие годы чувствительность детекторов космиче­ ского у-излучения существенно повысится и вопрос о фоновом у-излучении будет решен окончательно [43].

§ 6.2.

ИНТЕНСИВНОСТЬ ФОНОВЫХ МЕТАГАЛАКТИЧЕСКИХ

ИЗЛУЧЕНИЙ (ТЕОРИЯ)

Начнем с оценки потока фотонов фоновых излучений в стати­ ческой модели, рассматривая сферу с фотометрическим радиусом R0 = с/Н0 (см. § 1.4), равномерно заполненную источниками; наблю­ датель находится в центре сферы.

Обозначим lv (Ev)dEydQ [частица/(см3-сек-стер)] мощность излучения единицей объема на интервал энергии dEy в элемент те­ лесного угла dQ. Тогда дифференциальный поток dP частиц в интер­ валах телесного утла dQ и времени dt через площадку единичной пло­ щади, расположенной в центре сферы, можно выразить следующей формулой:

(6-1)

о

Вычислим теперь поток в центре сферы для простейшей модели расширяющейся Метагалактики (см. § 1.4). Сделаем допущение, что полное число источников фоновых излучений и их светимость не изменяются, если t~> tt; если же t<. tt, то источники отсутствуют. Отметим, что tt нельзя приравнять нулю, поскольку вследствие по­ глощения (см. § 6.3) фоновые излучения не могут приходить из очень удаленных областей пространства. Пусть Rr, tT — радиус и момент, соответствующие испусканию излучения, a R0, t0 — приему излу­ чения (наша эпоха).

194