РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ ИЗ МЕЖЗВЕЗДНОГО ПРОСТРАНСТВА ГАЛАКТИКИ

Наблюдения космического радиоизлучения еще до открытия дискретных источников привели к обнаружению значительного фона, усиливающегося к галактическому экватору. При этом оказалось, что особенно усиливается высокочастотное излучение, а излучение на волнах метрового диапазона, наоборот, имеет лишь слабое усиление в самом Млечном Пути, хотя оно также сильно возрастает в направлении на центр Галактики и падает в направлении на антицентр. Это различное поведение длинно- и коротковолнового излучения позволило разделить все галактическое радиоизлучение на две составляющие — плоскую и сферическую, оказавшиеся по спектральному составу соответственно тепловой и нетепловой. В направлении на галактический центр излучение с см почти все принадлежит тепловой составляющей, а при нетепловая составляющая начинает преобладать. С тепловым и нетепловым радиоизлучением мы познакомились в § 28 в связи с конкретными излучателями — газовыми туманностями и Крабовидной туманностью. В первом случае источником служат свободно-свободные переходы электронов в полях ионов, а во втором — синхротронное излучение релятивистских электронов. Но теперь речь идет об излучении межзвездного вещества в крупных масштабах, излучении всей массы ионизованного межзвездного газа, а не отдельных его сгущений.

Излучение плоской и сферической составляющих дифференцируется также и по зависимости от частоты: плоская составляющая не зависит от частоты, как это предписывается формулой (28.15), и яркостная температура тогда как у сферической составляющей

В области галактического центра на волнах около достигает нескольких тысяч Кельвинов (около трех-четырех тысяч), тогда как у полюсов Галактики она не превышает 500 К. Высокое значение яркостной температуры , коль скоро она вызвана тепловым излучением, соответствует высокой мере эмиссии: , что понятно при очень сильной концентрации межзвездного газа к плоскости Галактики и большом его простирании в направлении на центр Галактики. Однако большая часть излучения на волне в этом направлении — нетеплового происхождения. Медленная убыль нетеплового радиоизлучения от плоскости Млечного пути к его полюсу говорит о существовании сферической системы излучателей с весьма малым градиентом плотности при удалении от центра и потому образующей обширную корону до расстояния в от центра.

Такая же и даже большая корона наблюдается на длинных волнах у туманности Андромеды — звездной системы, очень сходной с нашей.

Наблюдения космического излучения на сантиметровых и миллиметровых волнах привели к фундаментальному открытию — к обнаружению фонового излучения, соответствующего температуре абсолютно черного тела около 3 К.

Непрерывное излучение межзвездного вэдества в короне Галактики — в основном нетепловое — падает с повышением частоты (см. рис. 161). Но при частотах, больших Гц, излучение, наблюдаемое вокруг Земли, монотонно растет с чкгготой, вплоть до частот Гц (длина волны 1 мм), безупречно укладываясь в кривую излучения абсолютно черного тела с температурой 2,7 К. При более высоких частотах надежных измерений сделано не было. При еще более высоких частотах, соответствующих оптическому диапазону, в пространстве имеется разреженное излучение звезд, которое по плотности своей также соответствует температуре около 3 К, но это излучение неравновесное и неизотропное, так как сильно зависит от близкого присутствия горячих звезд (см. с. 380). Излучение же на частотах Гц равновесное и изотропное, почему оно и получило название фонового. Его плотность — порядка . Современная космология считает это излучение остатком того, которое было в начальной фазе расширения нашей Вселенной около 10 миллиардов лет назад (см. главу VII, § 32). Отсюда другое его название — реликтовое излучение. Изотропия фонового излучения говорит о том, что оно наполняет все пространство, а не только пространство внутри Галактики, тогда как излучение в оптическом диапазоне за пределами Галактики имеет ничтожную плотность — на несколько порядков ниже, чем в Галактике.

Любое тело, лишенное источников тепла, погруженное в фоновое излучение, придя в равновесное состояние, примет его температуру и не сможет быть холоднее. Оно сможет стать горячее, если будет селективным поглотителем.

Хотя открытие фонового излучения — целиком заслуга радиоастрономической методики, не лишним будет упомянуть, что признаки его впервые заметили методами оптической спектроскопии еще в 1941 г. Молекула циана имеет вблизи своего основного уровня другой уровень, энергия возбуждения которого соответствует кванту с длиной волны 0,26 см. Конечно, этот уровень заселен меньше, чем основной, и именно в той мере, в какой это предписывает формула Больцмана (2.22) в функции температуры Т. Линии поглощения, возникающие при захвате с того и другого уровня при переходе , имеют разную интенсивность. Из интенсивностей выводятся числа атомов на обоих уровнях. В 1941 г. Мак Келлар нашел, что отношение в спектре звезды соответствует температуре 2,3 К. Недавние измерения линий CN около 3874 и 3876 А в спектре дали значения Т от 2,75 до 3,75 К. Это полностью и независимо подтверждает результаты радиоизмерений.

Измерение фонового излучения за пределами земной атмосферы на длинах волн от 0,04 до 0,13 см дало более высокое значение , но этот результат нуждается в проверке.