книги из ГПНТБ / Шама Д.В. Современная космология

поэтому образовалось бы совсем мало гелия. Аналогично, если бы преобладали антинейтрино, то

протоны быстро уничтожались бы в реакции

V + р —> il + е+

и осталось бы мало протонов, которые могли бы уча­ ствовать в основной реакции. Кроме того, в этом случае нейтроны первое время не могли бы распадаться, по­ тому что антинейтрино, испускаемые при распаде, из-за принципа запрета Паули не могли бы найти свободный уровень и занять его (если первоначально антинейтрино преобладают) . Поскольку в ходе расширения Вселенной концентрация антинейтрино падает, настанет момент, когда распад нейтронов станет возможен, однако темпе­ ратура будет тогда слишком низкой для того, чтобы могла идти основная реакция. Вновь результатом явится очень малое количество гелия.

Другой механизм подавления процесса образования

который имеет место в ньютоновской динамике: двумер­ ный коллапс происходит быстрее, чем трехмерный). Это уменьшило бы время, в течение которого могли бы происходить ядерные реакции с образованием гелия. Удобная мера существующей анизотропии может быть получена из факта, что с расширением Вселенной анизо­ тропия довольно быстро уменьшается (это аналогично возрастанию анизотропии в ходе коллапса тела в нью­ тоновской динамике) . Время, в течение которого анизо­ тропия остается заметной, будет тогда полезной мерой начальной анизотропии. Вычислено, что для подавления образования гелия это время должно быть по крайней

В этих вычислениях пренебрегают другими процес­ сами, кроме расширения Вселенной, которые уменьшают первоначальную анизотропию. В частности, присутствие

рости расширения в различных направлениях и стре­ миться их выровнять, т. е. создать изотропию. На этот механизм указали Мизнер и Дорошкевич, Зельдович и Новиков в 1967 г. Подробные расчеты Мизнера для част­ ного класса космологических моделей и широкого диа­ пазона начальной анизотропии показали, что л ю б а я ани­

была бы слишком мала, чтобы повлиять на образование

ленной. Нужно распространить вычисления на другие типы космологических моделей, прежде чем мы сможем быть уверенными, что процесс образования гелия не мо­ жет быть подавлен анизотропией, однако такие меха­ низмы подавления, безусловно, лишились в значитель­ ной мере своей привлекательности. Кроме того, наблю­

может наложить ограничения на анизотропию, суще­ ствовавшую при 7" = 109 К. Эта проблема будет, ве­ роятно, интенсивно развиваться в последующие не­ сколько лет.

Г Л А В А 14

О Т К Р Ы Т И Е К О С М И Ч Е С К О Г О М И К Р О В О Л Н О В О Г О И З Л У Ч Е Н И Я

Введение

К а к это следует из сказанного в последних трех гла­ вах, успешное обнаружение космического чернотельного излучения имело бы первостепенное значение. Это от­ крытие связало бы воедино две различные идеи, л е ж а ­ щие в основе космологического подхода к проблеме ге­ лия и к термодинамическому поведению излучения в расширяющейся Вселенной. Кроме того, как мы потом увидим, сам факт существования фонового излучения и

Вероятно, есть несколько причин. П р е ж д е всего, пер­ воначальная теория горячей Вселенной, которая пред­ сказывала современное значение чернотельной темпера­

мого поля излучения важно оценить те длины волн, на которых это поле не очень подавлялось бы другими источ­ никами излучения. В случае чернотельного излучения с температурой 25 К оптический диапазон нужно исключить

сти, где имеет место сильное поглощение земной атмо­ сферой. От этой области в сторону видимой области спектр заваливается приблизительно экспоненциально, поэтому обычный фон ночного неба должен забить чернотельное излучение.

зпас и Уильсои, которые работали недалеко от Приистона, в Холмделе, штат Ныо - Джерси, сообщили, что они обнаружили нежелательный и неожиданно большой фон

излучение, оставшееся от горячей Вселенной. Чтобы про­ верить это предположение, нужно определить интенсив­

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

заключается в получении абсолютных измерений. Кроме того, нужно еще учесть излучение атмосферы и Земли,

приемника будет тогда содержать периодическую ком­ поненту, частота которой равна частоте переключения,

H

io-nh

à*

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.

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».

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

шение является мерой числа молекул в основном состоя­ нии по сравнению с числом молекул в первом возбуж­ денном состоянии. Отношение числа молекул в этих состояниях можно охарактеризовать температурой воз­ буждения, т. е. такой температурой, при которой моле­ кулы, находясь в нагретой среде, где имеется равнове­ сие, обладали бы такой ж е степенью возбуждения, кото­ рая получается из наблюдений. Обычно считается, что в межзвездном пространстве молекулы не находятся в тепловом равновесии со средой, а возбуждаются столк­ новениями с другими частицами или излучением, имею­ щим нетепловой спектр. Именно это и имел в виду Герцберг, когда писал, что температура возбуждения 2,3 К имеет только иллюстративное значение.

Тем не менее уже в 1941 г. было ясно, что степень возбуждения, соответствующая температуре 2,3 К, когда в верхнем вращательном состоянии находится около чет­ верти молекул, является слишком высокой, чтобы ее можно было объяснить возбуждением молекул при столкновениях с атомами водорода или с фотонами све­ та звезд. Эта аномалия оставалась в числе нерешенных проблем, хотя ее и не рекламировали широко, в течение 25 лет. Затем в 1966 г., после того как были сделаны первые измерения фонового радиоизлучения в микро­ волновом диапазоне и выдвинуто предположение, что оно имеет планковский спектр на всех длинах волн, не­

вый вращательный уровень, равна 2,6 мм, поэтому CN действует как термометр для поля излучения с такой длиной волны, удачно заполняя пробел в спектре в об­ ласти длин волн, которые не могут наблюдаться с по­ верхности Земли.