книги из ГПНТБ / Иноземцев, Г. Г. Незатылованные шлицевые червячные фрезы-1

-18

[8]

[9][15]

i— | —

1

[10]

т

1 т

•V

\

\

-

т

1дЕ, (гэв)

Рис. 45. Спектр фонового излучения в рентгенов­ ском диапазоне [1].

<v < 3 ' 1016 гц) диапазонах.

Вмикроволновом диапазоне основной вклад в фоновое излуче­ ние вносит реликтовое излучение — равновесное планковское излу­ чение с температурой 2,68° К. Ввиду особой важности обсуждение

вдругих диапазонах.

Винфракрасном диапазоне экспериментальные результаты не­ многочисленны и довольно противоречивы. Поэтому они не представ­ лены на рис. 42; обзор экспериментальных данных об этом диапазо­ не можно найти в работе [3]. Следует отметить большую важность фонового излучения в инфракрасном диапазоне. Она связана с тем обстоятельством, что многие нестационарные объекты (сейфертовские галактики, квазары) излучают основную часть энергии в инфракрасном диапазоне (см. § 1.2).

И, наконец, изучение космического фона в диапазоне жесткого ультрафиолетового излучения (с длиной волны короче лаймановского предела, = 912 А) принципиально невозможно из-за поглоще­ ния внегалактического излучения в межзвездном водороде. В этой области энергий возможны только косвенные оценки интенсивности фонового излучения (см., например, [16]). Рассмотрим более детально различные диапазоны.

А . Р А Д И О Д И А П А З О Н

Основная трудность изучения фона в радиодиапазоне связана с процессом выделения изотропной составляющей на фоне анизо­ тропного синхротронного излучения Галактики. В силу этого на­ дежное определение спектрального индекса а фонового радиоизлу­ чения из экспериментальных данных невозможно. Тем не менее дан­ ные об интегральной интенсивности в радиообласти, полученные различными группами [4—6], довольно хорошо согласуются (см. рис. 42). Экспериментальные результаты не противоречат зна­ чению а — 0,7 0,8, что соответствует предположению о генерации фонового радиоизлучения в наблюдаемых радиоисточниках, средний показатель спектра которых, согласно [17], равен ~0,75.

В области малых частот спектр фонового радиоизлучения имеет максимум (при v ~ 2 Мгц [18]). Это явление может быть обусловле­ но как взаимодействием излучения с межгалактическим газсм [19, 20], так и процессами в самих радиоисточниках.

Б. О П Т И Ч Е С К И Й И У Л Ь Т Р А Ф И О Л Е Т О В Ы Й Д И А П А З О Н Ы ,

И здесь основная трудность заключается в выделении малой изо­ тропной компоненты на фоне мощного оптического излучения звезд нашей Галактики, свечения атмосферы и солнечного света, рассеян-

189

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

Выведем теперь формулу для потока фоновых излучений в рамках релятивистской космологии, основанную на фридмановской модели однородной и изотропной Вселенной с Л = р = 0 (см. § 1.4). В этой модели связь между энергией Еуг испущенного и Еуо зарегистри­ рованного фотона дается следующим выражением [см. (1.30) и (1.31)]:

Моменту t0 отвечает красное смещение z = 0, а моменту г соответст­ вует tT\ мы опускаем далее индекс г при z. Интервалы времени будут преобразовываться по правилу

[поскольку частоты преобразуются по закону v0 = v r /(l + г)]. Для фотонов выполняется соотношение

Используя (6.5)—(6.8), выражение для потока можно записать в сле­ дующем виде:

Вычислим dtldz, использовав простейшую модель. Напомним, что ее выводы соответствуют релятивистской теории в евклидовом трех­ мерном пространстве, т. е. значению р = р к р и т .

Используя (1.22) и (1.31), получаем

195

2Э фф<гг —значение г, вносящее наибольший вклад в интегралы (6.12), (6.13), (6.15), (6.17). Отсюда следуют два важных вывода: 1) точное определение плотности вещества во Вселенной по фоновым излуче­ ниям практически невозможно и 2) для грубых численных оценок

До сих пор мы полагали мощность источников неизменной во вре­ мени вплоть до z 5 = Z j , а их плотность ~ ( 1 + г)3 . Это допущение при­ водит к зависимости (6.3). Однако наблюдения, возможно, ука-

196

зывают, что в интервале 0 < ^ < 2 г удельная светимость источников возрастает быстрее, чем (1 + г)3 . Впервые подобное свойство было отмечено у мощных радиоисточников и квазаров [44—47]. Хотя оно пока исследовано недостаточно детально, для нас, пожалуй, важнее, что идея эволюции источников поставлена в экспериментальном плане. Это обстоятельство весьма существенно для изучения фо­ новых излучений. Вместе с тем без знания эволюции источников выбор между космологическими моделями, строго говоря, невозмо­ жен (см. § 1.5).

В настоящее время количественные теоретические предсказания эволюции источников отсутствуют, поэтому целесообразно исполь­ зовать две предельные модели эволюции.

а. Непрерывная эволюция в интервале 0 < z < zt:

Выбор подобной функции объясняется предельной простотой вычис­ лений. Тогда

ной эволюции возможно следующее альтернативное решение: либо мощности данного типа источников достаточно для объяснения фоно­ вых излучений без допущения об эволюции источников, либо нужно предположить сильную эволюцию. В этом случае по значению ин­ тенсивности фоновых излучений можно определить комбинацию ве­ личин (3 И 2 ; .