Main menu:

Объяснение рентгеновского фона в рамках гипотезы Большой вспышки

Рентгеновская астрономия зародилась в конце 40-х годов XX века, когда ученые лаборатории ВМС США приступили к исследованию Солнца в рентгеновском диапазоне с помощью рентгеновских детекторов, установленных на ракетах и воздушных шарах. В 1962 г. Р. Джиакони, Г. Гурский, Ф. Паолини и Б. Росси из Массачусетского технологического института и Американского научно-технического общества решили использовать установленный на ракете детектор для обнаружения рентгеновского излучения Луны. Однако детектор зарегистрировал рентгеновское излучение от источника более мощного, чем Солнце, который был расположен в направлении созвездия Скорпион.

После этого случайного открытия рентгеновского источника- за пределами Солнечной системы было открыто множество других дискретных источников как внутри нашей Галактики, так и за ее пределами. Но, кроме того, уже в первых наблюдениях был обнаружен диффузный фон, интенсивность которого (с точностью до нескольких процентов) оказалась одинаковой во всех точках неба. Суммарная интенсивность этого высокоэнергетического фона составляет всего 0,02% интенсивности микроволнового фона. Спектр рентгеновского фона, безусловно, был нетепловым: в пределах почти четырех порядков по частоте его интенсивность оставалась пропорциональной длине волны.

В начале 1976 г. Крэйгу Хогану, в ту пору студенту последнего курса Гарвардского университета, было предложено заняться поисками механизма, посредством которого рождение массивных звезд могло бы также объяснить наблюдаемый фон рентгеновского и гамма-излучения. Отвергнув несколько возможностей, Хоган нашел механизм, который казался вполне подходящим. Известно, что сверхновые, т. е. взрывающиеся в конце своей жизни массивные звезды, выбрасывают облака намагниченного ионизированного газа, содержащего электроны высоких энергий. В 20-х годах XX столетия Артур X. Комптон показал, что рентгеновские фотоны при рассеянии на электронах передают им часть своего импульса и энергии. Возможен и обратный процесс: если энергия электронов очень велика, они часть энергии могут передать фотонам. Хоган предположил, что высокоэнергетические электроны — «побочный продукт» взрывов сверхновых, — «сталкиваясь» с фотонами ультрафиолетового излучения окружающей среды, могли бы преобразовывать их в фотоны рентгеновского диапазона.

Теория этого явления хорошо известна, но для проверки идеи Хогана необходимо было знать, какая часть энергии взрыва сверхновых должна быть сосредоточена в релятивистских электронах и каково распределение электронов по энергиям. Информацию можно получить из анализа результатов исследования электронов космических лучей. Предполагается, что эти высокоэнергетические частицы, зарегистрированные детекторами, установленными на спутниках и ракетах, рождаются при вспышках сверхновых в нашей Галактике.

Из оценок частоты вспышек сверхновых в нашей Галактике и на основе теории, связывающей наблюдаемую интенсивность космических лучей в межзвездном пространстве с темпом их возникновения, можно легко определить, какая доля энергии типичной сверхновой заключена в релятивистских электронах и каково их распределение по энергиям. Имея эту информацию, можно предсказать спектр рентгеновского фона, предположив, что сверхновые в наше время обладают теми же свойствами, что и в эпоху Большой вспышки.

Вместе с тем сравнение теоретических расчетов с результатами наблюдений позволяет проверить по отдельности три различных аспекта теории. Во-первых, наклон кривой предсказанного спектра определяется наклоном кривой наблюдаемого энергетического спектра электронов космических лучей и теорией комптоновского рассеяния. Во-вторых, амплитуда спектра зависит от отношения полной энергии ультрарелятивистских электронов, образующихся при взрыве сверхновой, к энергии, излучаемой,звездой за время ее жизни. Теория предсказывает, что это отношение равно отношению полных интенсивностей рентгеновского и микроволнового фонов. И наконец, теория успешно предсказывает излом в спектре, т. е. резкое изменение его наклона. Характерное значение энергии, при котором это происходит, зависит от наблюдаемой величины энергии, при которой обрывается низкоэнергетическая часть спектра электронов космических лучей, а также от момента времени, когда произошла Большая вспышка.