Гравитация и космология. Принципы и приложения общей теории относительности - Вейнберг С.
Скачать (прямая ссылка):
35* ¦548
Гл. 15. Космология; эталонная модель
10 К. Несколько более детальный анализ этого вопроса, выполненный в 1950 г. Алфером и Германом [108], дал Tvo «5 К. К сожалению, эти авторы постоянно выражали сомнения в том, что это излучение могло сохраниться до настоящего времени. Конечно, верно, что конкретные фотоны, существовавшие при T a; IO9 К, должны быть поглощены задолго до настоящего времени. Однако, поскольку а 1, температура вещества должна спадать как R~l, так что фотоны, излученные именно в тот момент, когда Вселенная стала прозрачной, должны иметь то же значение TR, какое было во время синтеза элементов. Так или иначе, примечательному предсказанию фонового излучения черного тела при 5 К позволили кануть в неизвестность.
Проблема определения Tv0 была снова поставлена в 1965 г. Дикке, Пиблзом, Роллом и Уилкинсоном [110]. Они доказывали, что Вселенная должна была когда-то быть горячее 1010 К, так как она или расширялась от сингулярности с R = 0, или, если она подвержена циклическим осцилляциям между конечными значениями R, должна была достигнуть горячего состояния с температурой, достаточной для диссоциации тяжелых элементов, оставшихся от предыдущего цикла. Этот аргумент не фиксирует значения нынешней температуры фонового излучения, но Дикке и др. решили, что плотность энергии космического излучения черного тела не может быть настолько большой, чтобы получилось <?о 1 (§2 этой главы); из этого условия вытекало, что Ty3 =C < 40 К. Большое достоинство их работы заключалось, однако, не в этой оценке, а прежде всего в том факте, что, наконец, фоновое излучение воспринималось всерьез, причем Роллом и Уилкинсоном был подготовлен эксперимент по измерению Tvo.
При измерении температуры излучения менее 40 К трудность состоит, естественно, в том, что цепи приемника имеют значительно большую температуру, и, следовательно, сигнал будет в сотни раз слабее шума приемника. Для выделения сигнала Ролл и Уил-кинсон планировали использовать радиометр, изобретенный в 1945 г. Дикке. В этом устройстве приемник сто раз в секунду переключается с одной рупорной антенны, направленной на небо, на другую, направленную на сосуд с жидким гелием. С выхода приемника с помощью фильтров снимается только та часть сигнала, которая изменяется с частотой 100 Гц, и по силе этого сигнала определяется разница между излучением неба и жидкого гелия.
Еще до того, как Ролл и Уилкинсон завершили измерения Tvo, они узнали, что Пензиас и Вилсон [109] обнаружили слабый фоновый сигнал на длине волны 7,35 см с помощью рупорной антенны, созданной для наблюдения спутника «Эхо» в Холм-деле, штат Нью-Джерси. Температура антенны описывалась кривой
Ta (0) = 4,4 К + 2,3 К sec 0, § 5. Космический фон микроволнового излучения
549
где 0 — угол между осью антенны и зенитом. Толщина атмосферы (рассматриваемой как плоская пластина) вдоль луча антенны пропорциональна sec 0, и поэтому второй член мог быть приписан излучению атмосферы. Еще 0,9 К получались по оценкам вклада омических потерь в антенне и излучения Земли, попадающего на боковые стенки антенны. Чистая температура антенны (3,5 ± 1) К оставалась на долю космического микроволнового фона. Поскольку кТЛ hx, она является также и эквивалентной температурой черного тела
Ty0 (7,35 см) = (3,5 ± 1) К. Результаты этого эксперимента, являющегося, вероятно, наиболее важным в космологии с тех пор, как Хаббл открыл связь между красным смещением и расстоянием, были опубликованы [109] в 1965 г. под скромным заглавием «Измерение избыточной температуры антенны на частоте 4080 МГц», а в качестве сопровождающей появилась статья Дикке, Пиблза, Ролла и Уилкин-сона [110], в которой объяснялось фундаментальное значение этого измерения.
Важно учесть, что, хотя Пензиас и Вилсон сообщали о своем результате как об «избыточной температуре антенны», они измерили поток излучения только на одной частоте. Оставалось еще убедиться в планковской форме (15.5.4) распределения частот этого излучения. В табл. 15.1 перечислены измерения эквивалентной температуры черного тела для фонового излучения, которые были выполнены на различных микроволновых и далеких инфракрасных частотах.
При длинах волн более 100 см космический фон подавлен СВЧ-излучением Галактики. В диапазоне от 75 до 0,3 см фоновое излучение может быть измерено наземными микроволновыми радиометрами, подобными тем, которые использовали Пензиас и Вилсон и Ролл и Уилкинсон. Однако ниже 3 см становятся очень большими помехи от излучения атмосферы и возникает необходимость выполнять наблюдения в высокогорье и на длинах волн, для которых существуют «окна» в атмосфере, например на 0,9 см и 0,3 см. Ниже 0,3 см нет подходящих «окон», и измерительная аппаратура должна быть помещена на шарах-зондах или на ракетах. Кроме того, можно косвенно определить фоновую температуру на некоторых частотах по поглощению света молекулами в межзвездном пространстве. Например, циан имеет видимую линию поглощения при 3874 A, которая соответствует переходам из основной электронной конфигурации в возбужденную (фиг. 15.3). Обе конфигурации расщеплены на вращательные уровни, различающиеся вращательными угловыми моментами, и поэтому линия расщепляется на некоторое число компонент [134], наиболее важными из которых являются В (0) [/ = 0 —V / = 1; 1K = 3874,608 А], Таблица 15.1
