Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 
На сайте
Астрометрия
Астрономические инструменты
Астрономическое образование
Астрофизика
История астрономии
Космонавтика, исследование космоса
Любительская астрономия
Планеты и Солнечная система
Солнце

Фоновое излучение Вселенной

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

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

Исследование Ф.и.В. представляет самостоятельный интерес, т.к. оно несет информацию об излучении, заполняющем всю Вселенную, т.е. информацию о Вселенной в целом. Кроме того, Ф.и.В. может содержать излучение большого числа неразличимых дискретных источников, и измерение Ф.и.В. дает некоторые оценки их св-в.

Исторически первой проблемой, связанной с Ф.и.В., была проблема яркости ночного неба в оптич. диапазоне. В связи с ней был сформулирован простейший космологич. тест, вошедший в историю науки под названием "парадокс Ольберса" (1826 г.): в бесконечной однородной стационарной Вселенной на любом луче зрения мы должны видеть поверхность звезды, т.е. все 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 оптич. диапазоне весьма низка. Парадокс Ольберса разрешен в совр. эволюционных моделях Вселенной. Галактики родились ок. 10 млрд. лет назад, плотность числа звезд во Вселенной столь мала, что на космологич. горизонте (ct ~1028 см) доля неба, покрываемая звездами, ничтожно мала. Кроме того, излучение звезд на больших расстояниях из-за красного смещения сдвигается в ИК-диапазон и не дает вклада в наблюдаемую яркость неба в оптич. диапазоне.

Точное знание яркости ночного неба (а точнее, оптич. Ф.и.В., интенсивность к-рого как минимум еще во сто раз меньше яркости ночного неба, главный вклад в к-рую дают свечение атмосферы, зодиакальный свет и свет звезд Галактики) накладывает жесткие 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 угловые 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 явл. излучение дискретных источников, то на очень малых угловых размерах, когда в поле зрения прибора попадает в среднем порядка одного источника, интенсивность фона должна сильно флуктуировать при переходе от одной площадки наблюдения к другой. По этим флуктуациям можно судить о пространственном распределении источников, а также об их распределении по потоку.

Рис. 1. Спектр электромагнитного фонового
излучения Вселенной. Сплошная линия -
результаты наблюдений, штриховая -
теоретические оценки. $I_\nu$ в эрг(см2с Гц ср)-1
Анализ природы Ф.и.В. показывает, что в большинстве диапазонов спектра его интенсивность определяется многочисл. далекими дискретными источниками излучения. В ряде диапазонов Ф.и.В. не связано с дискретными источниками. Его существование явл. или св-вом Вселенной как целого (т.н. реликтовое излучение), или 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.и.В.

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

Таблица. Плотность энергии и числа фотонов
фонового излучения в различных диапазонах.
Диапазон Плотность
энергии
излучения,
эВ/см3
Плотность
числа
фотонов
Длинноволновое
радиоизлучение
~10-7~ 1
Реликтовое
радиоизлучение
$\approx$0,25$\approx$400
Инфракрасный~10-2~ 1
Оптический$\approx 3\cdot$10-3~10-3
Мягкий
рентгеновский
(e <1 кэВ)
~10-4-10-5$\approx 3\cdot$(10-7-10-8)
Жесткий
рентгеновский
(e >1 кэВ)
~10-4$\approx 3\cdot$10-9
Мягкое
$\gamma$-излучение
(e ~1-6 МэВ)
$\approx 3\cdot$10-5~10-11
Жесткое
$\gamma$-излучение
(e >10 МэВ)
<10-5<10-12

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

Радиодиапазон.
Длинноволновое радиоизлучение ($\nu<600$ Гц; $\lambda>50$ см). Радиотелескопы принимают как Ф.и.В., так и синхротронное излучение релятивистских электронов в межзвездной среде Галактики, что затрудняет выделение Ф.и.В. Синхротронное излучение Галактики крайне неравномерно распределено по небу. Интерес представляет область на небе с минимальной яркостной температурой, равной 80 К на частоте 178 МГц. Ясно, что это верхний предел на яркостную температуру Ф.и.В. на этой частоте. Выделить внегалактич. компонент можно лишь в том случае, если спектр излучения Галактики отличается от спектра Ф.и.В. 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 $\alpha\approx 0,75$. Это позволяет найти яркостную температуру Ф.и.В. на любой длине волны в метровом диапазоне $T_b\approx 30 (\lambda/1,7 \mbox{м})^{2,75} \mbox{К},\; I_\nu=3\cdot 10^{-19}\times(\lambda/1,7 \mbox{м})^{0,75} \mbox{эрг/(см}^2\cdot \mbox{с}\cdot \mbox{Гц}\cdot \mbox{ср})$. Совпадение спектральных индексов Ф.и.В. и радиогалактик привело к предположению, что длинноволновое Ф.и.В. представляет собой совокупное излучение далеких мощных дискретных источников радиоизлучения: радиогалактик и квазаров. Однако наблюдаемая в окрестности нашей Галактики пространственная плотность радиогалактик и их радиосветимость (см. Светимость) оказались недостаточными для объяснения интенсивности Ф.и.В. В решении этого вопроса удалось продвинутся лишь после тщательных подсчетов слабых (и, следовательно, далеких) 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. Далекие мощные радиогалактики и квазары наблюдаются сегодня как слабые радиоисточники. Оказалось, что именно эти многочисленные источники определяют Ф.и.В. в области длинных радиоволн.

Микроволновое фоновое излучение ($6\cdot 10^8 \mbox{Гц} <\nu< 10^{12} \mbox{Гц};\; 300 \mbox{мкм} <\lambda<50$ см). Измерения в сантиметровой и миллиметровой областях длин волн, проводившиеся с 1965 г., привели к обнаружению изотропного излучения, имеющего спектр абсолютно черного тела и темп-ру $\approx$2,7 К. Это открытие, по-видимому, наиболее важное в космологии со времени установления закона Хаббла, оно подтвердило предложенную в 1948 г. амер. физиком Г. Гамовым модель горячей Вселенной. Это излучение дает главный вклад в плотность энергии и концентрацию фотонов Ф.и.В. (подробнее см. Микроволновое фоновое излучение).

Инфракрасный диапазон ($10^{12} \mbox{Гц} <\nu< 3\cdot 10^{14} \mbox{Гц};\; 1 \mbox{мкм} <\lambda<300$ мкм).
Для этого спектр. интервала определены лишь верхние пределы интенсивности Ф.и.В. Вообще, в ИК-диапазоне наблюдений очень мало, т.к. им сильно мешает поглощение и излучение молекул в верхней атмосфере (см. Прозрачность земной атмосферы). Наземные наблюдения в окнах прозрачности атмосферы возможны лишь при $\lambda <$25 мкм. Наблюдения же небесных объектов в интервале 25 мкм <$\lambda$<300 мкм осуществляется с ракет, баллонов и высотных самолетов. Со спутника "ИРАС" (США, Великобритания, Нидерланды) обнаружено ок. $2,5\cdot 10^5$ ИК-источников. Готовится к запуску ряд других ИК-обсерваторий на ИСЗ. Развитие техники наблюдений привело к обнаружению ИК-избытка в спектрах многих дискретных источников. Значит. число галактич. объектов, включая нек-рые типы звезд, и также ряд планетарных и "инфракрасных" туманностей, оказались аномально яркими в ближнем ($\lambda$<25 мкм) ИК-диапазоне. В большинстве своем это холодные звезды (конденсирующиеся протозвезды и звезды-гиганты) с темп-рой < 2000 К или пылевые комплексы, переизлучающие УФ- и оптич. излучение расположенных в них горячих звезд. Но светимость всех этих объектов не слишком велика, и суммарное излучение источников такого типа в др. галактиках не может определять главный вклад в Ф.и.В. Наблюдения внегалактич. источников привели к неожиданным результатам: ядра многих активных галактик и квазары излучают в ИК-диапазоне больше энергии, чем во всех других. Расчеты 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 $z\approx 5-10$), то излучение этих объектов также должно давать вклад в Ф.и.В. в ИК-лучах.

Чувствительность совр. приборов недостаточна для непосредственного наблюдения инфракрасного Ф.и.В. 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.

Оптический диапазон ($3\cdot 10^{14} \mbox{Гц} <\nu< 10^{15} \mbox{Гц};$ 3000\AA $<\lambda<$ 1 мкм).
Для выделения оптич. Ф.и.В. из наблюдаемого диффузного излучения необходимо вычесть излучение относительно близких источников: эмиссию атмосферы, зодиакальный свет (свет Солнца, рассеянный на межпланетной пыли), интегральный свет звезд Галактики. Эмиссия атмосферы становится несущественной при наблюдениях за пределами земной атмосферы. При наземных наблюдениях для ее исключения вводят поправку, основанную на исследованиях атмосферы под разными углами к зениту. Вклад зодиакального света можно в принципе учесть, запуская КА перпендикулярно плоскости эклиптики на расстояние ~ 1 а.е., т.е. в область, где практически нет межпланетной пыли. Другой более доступный в настоящее время путь состояит в использовании моделей свечения зодиакальной пыли, а также в наблюдениях оптич. Ф.и.В. во фраунгоферовых линиях, где слабо излучение Солнца и поэтому ослаблен зодиакальный свет. Проводятся интенсивные исследования св-в зодиакального света с ракет и спутников с целью выделения оптич. Ф.и.В. Третий фактор можно оценить по функции светимости и пространств. распределению звезд в Галактике. Этот фактор вносит главную неопределенность при исследовании внегалактич. компонента оптич. свечения неба.

При наблюдениях с Земли не было найдено никаких следов изотропного оптич. компонента Ф.и.В. Верхний предел оказался примерно в 100 раз меньше, чем полная наблюдаемая оптич. яркость неба. Зная спектр излучения отдельных галактик, их плотность в пространстве и расстояния до галактик, можно рассчитать их интегральное излучение. При этом оказывается, что главный вклад в оптич. Ф.и.В. дают норм. галактики (точнее, излучение входящих в них звезд).

Следует также учесть, что если межгалактич. пространство заполнено звездами, скоплениями звезд 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 верхнего предела интенсивности Ф.и.В. в оптич. диапазоне. Если у этих невидимых объектов отношение масса-светимость такое же, как и для галактик в среднем, то, используя экспериментальные данные, можно показать, что масса светящихся тел во Вселенной мала для того, чтобы Вселенная была замктуной (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.

а) Диапазон, доступный для наблюдений ($10^{15} \mbox{Гц} <\nu< 3,3\cdot 10^{15} \mbox{Гц};\;$ 912\AA $<\lambda<$ 3000\AA). Яркость неба в УФ-области спектра определяется излучением горячих звезд нашей Галактики. Очевидно, что чем выше темп-ра T поверхности звезды, тем больше испускает она фотонов в УФ-диапазоне. Число же звезд, имеющих данную темп-ру, быстро падает с ростом T. Так же быстро с уменьшением длины волны падает и суммарное излучение звезд Галактики. Так, согласно измерениям на космич. станциях "Венера", интегральная светимость нашей Галактики (без учета неизвестного вклада ее ядра) в полосе 1225-1340\AA оценивается в 1040-1041 эрг/с, что составляет лишь 10-3-10-4 ее оптич. светимости. Поэтому ожидалось, что выделить внегалактич. компонент в УФ-диапазоне будет легче, чем в оптическом, и что он будет нести информацию в основном о незвездных источниках - ядрах галактик, квазарах, межзвездном газе. Правда, в доступный для наблюдений УФ-диапазон попадает также мощное излучение, обусловленное переизлучением межпланетным водородом линии L$_\alpha$ солнечного происхождения. Однако это излучение можно исключить фильтрами. Несмотря на все попытки, выделить метагалактич. УФ-излучение пока не удалось. Экспериментально установлены лишь верхние пределы его интенсивности (по минимуму наблюдаемой яркости неба и с точностью до вклада космич. лучей в отсчеты 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.и.В. мала. Однако неожиданно большой поток УФ-излучения был обнаружен из области ядра галактики М31 (Туманность Андромеды) и от ряда др. галактик. Важными источниками Ф.и.В. в УФ-диапазоне спектра, согласно наблюдениям со специализированных спутников, должны являться квазары.

Излучение ультрафиолетового Ф.и.В. важно для определения количества и св-в горячего межгалактического газа, к-рый, возможно, определяет плотность вещества во Вселенной. В частности, в полосу 1225-1340\AA, выделенную существующими фильтрами, попадает сдвинутая красным космологич. смещением линия L$_\alpha$ самого распространенного во Вселенной элемента - водорода, если он находится на расстоянии, не превышающим 600 кпк. Отсутствие в спектрах далеких квазаров ($z\approx 2$) полосы поглощения, соответствующей L$_\alpha$, говорит от ничтожной плотности нейтрального межгалактич. водорода, т.е. о высокой степени ионизации межгалактич. газа $n_H/n_p < 3\cdot 10^{-8}$, где $n_H$ и $n_p$ - число атомов водорода и пртонов в 1 см3 межгалактич. пространства.

б) Диапазон, недоступный для прямых наблюдений ($3,3\cdot 10^{15} \mbox{Гц} <\nu< 3\cdot 10^{16} \mbox{Гц};\;$ 100\AA $<\lambda<$ 912\AA). Эта область спектра принципиально недоступна для прямых наблюдений из пределов Солнечной системы из-за поглощения фотонов УФ-излучения нейтральным межзвездным водородом. Существует лишь косвенный метод оценки интенсивности ионизующего Ф.и.В. Фоновое УФ-излучение должно создавать зоны ионизации водорода вокруг галактик, подобные зонам HII, существующим вокруг горячих звезд. Очевидно, если бы уровень фона был очень высок, то фотоны УФ-диапазона могли бы ионизовать межзвездный газ. В действительности радионаблюдения в линии 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.и.В., его верхний предел в 100 раз ниже, чем в соседнем наблюдаемом диапазоне. Водород на периферии галактик оказался в 100 раз более чувствительным детектором, чем счетчики 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 ($3\cdot 10^{16} \mbox{Гц} <\nu< 10^{20} \mbox{Гц};\;$ 0,1\AA $<\lambda< $100\AA).
Наблюдения с ракет, спутников и баллонов показали, что излучение в классичю рентг. области ($\lambda\sim$ 1-10\AA) в высокой степени изотропно, т.е. имеет внегалактич. природу. Лишь в области мягких рентг. лучей (для фотонов с энергией $\varepsilon>$ 250 эВ) обнаруживается сильная зависимости интенсивности диффузного излучения от галактич. координат. Спектр рентг. Ф.и.В. оказался степенным. Исследования практически всего неба при помощи приборов на спутниках позволили оценить амплитуду (<3%) мелкомасштабных угловых флуктуаций рентг. Ф.и.В. для угловых масштабов $\approx$20o. 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 далекими источниками.

Главные источники рентг. Ф.и.В. до сих пор точно 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% - далекие галактики, 20-30% - звезды нашей Галактики. Однако излучение этих объектов может обеспечить не более 50% интенсивности Ф.и.В. в рентг. диапазоне. Часть слабых рентг. источников не удается отождествить ни с оптич., ни с радиообъектами. В ближайшее десятилетие планируются запуски рентг. спутников, к-рые должны будут снять карту всего неба в диапазоне от 0,5 до 1,5 кэВ и нанести на нее неск. сотен тыс. рентг. источников.

Происхождение рентг. Ф.и.В. может быть связано с рассеянием низкочастотных фотонов на релятивистских электронах космич. лучей (обратный эффект Комптона, см. Комптоновское рассеяние). При таком рассеянии энергия фотонов увеличивается во много раз и они попадают в рентг. диапазон. В ядрах галактик, по-видимому, эффективна комптонизация, приводящая к формированию жесткого рентг. излучения в горячей нерелятивистской максвелловской плазме. Др. важнейшим механизмом излучения рентгеновских фотонов явл. тормозное излучение горячего газа.

Рис. 2. Соотношение плотностей энергии
фонового излучения Вселенной и диффузного
излучения галактического происхождения.
$\rho$ в эВ/см3.
Гамма-диапазон ($\nu> 10^{20} \mbox{Гц};\; \varepsilon>$ 0,5 МэВ).
Как и рентг. излучение, $\gamma$-излучение может возникать при обратном эффекте Комптона и как тормозное излучение релятивистских электронов при их взаимодействии с газом. Помимо этого $\gamma$-фотоны могут рождаться и в др. процессах. К ним относятся прежде всего столкновения протонов космических лучей с ядрами атомов межзвездной среды, приводящие к рождению $\pi^0$-мезонов; аннигиляция протонов и антипротонов, сопровождающаяся рождением и последующим распадом $\pi^0$-мезонов на два $\gamma$-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 $\gamma$-излучения, поток $\gamma$-излучения от плоскости нашей Галактики и оценили интенсивность фона $\gamma$-излучения.

Вселенная прозрачна для жесткого $\gamma$-излучения вплоть до значений красного смещения z ~100. Поэтому по наблюдаемой интенсивности Ф.и.В. можно сделать важный вывод о количестве 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), проаннигилировало не более одной миллионной доли вещества Вселенной. Иначе интенсивность фонового $\gamma$-излучения намного превысила бы наблюдаемую. Можно ожидать, что высокая проникающая способность $\gamma$-излучения сделает $\gamma$-астрономию мощным орудием исследований эволюции Вселенной.

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

(Р.А. Сюняев)


Глоссарий Astronet.ru


А | Б | В | Г | Д | З | И | К | Л | М | Н | О | П | Р | С | Т | У | Ф | Х | Ц | Ч | Ш | Э | Я 
Карта смысловых связей для термина ФОНОВОЕ ИЗЛУЧЕНИЕ ВСЕЛЕННОЙ

Оценка: 2.6 [голосов: 105]
 
О рейтинге
Версия для печати Распечатать

Астронет | Научная сеть | ГАИШ МГУ | Поиск по МГУ | О проекте | Авторам

Комментарии, вопросы? Пишите: info@astronet.ru или сюда

Rambler's Top100 Яндекс цитирования