\documentstyle[12pt]{article}
\begin{document}
\centerline {\bf Далекий космический термометр}
\vskip\baselineskip

Космическое микроволоновое (реликтовое) излучение
является в настоящее время самым лучшим прямым
доказательством, что Вселенная была ``горячей''
в далеком прошлом (концепция ``Большого Взрыва'',
введенная Г.А.Гамовым около полувека назад).
Действительно, современные измерения реликтового фона
(особенно  результаты, полученные недавно с борта
специализированного ИСЗ \it COBE \rm),
подтверждают его чисто планковский (т.е. чернотельный) характер
спектра с температурой $2.726\pm0.010$~К.

Одно из фундаментальных следствий концепции горячей
расширяющейся Вселенной состоит в том, что температура
заполняющего Вселенную излучения должна быть выше
в прошлом, причем зависимость носит линейный характер
от величины $1+z$,  где $z$ -- красное смещение, соответствующее
удаленной эпохе в прошлом. Хотя никакие прямые измерения
реликтового фона не могут это проверить, существует изящный
способ косвенного определения температуры реликтового фона на больших $z$.

Идея проста -- некоторые атомы и молекулы, содержащиеся
в межзвездном и межгалактическом веществе, могут возбуждаться
реликтовыми фотонами (напомним, что длина волны реликтовых
фотонов в максимуме спектра порядка 1 мм и в одном кубическом
сантиметре находится около 1000 таких фотонов). Действительно,
оптические наблюдения линий поглощения молекул межзвездного циана
в направлении на близкие яркие звезды,
соответствующих определенным переходам между вращательными
уровнями, возбужденными реликтовым излучением, дают
температуру реликта $2.729^{+0.023}_{-0.031}$ в прекрасном согласии
с результатми прямых измерений. Однако для изучения
временной зависимости температуры надо брать гораздо более
далекие космические объекты, например квазары.

Известно, что на луче зрения в направлении на квазары попадает
множество облаков холодного вещества; это видно по линиям поглощения
(так называемый ``лайман-альфа лес'', т.к. основной элемент
облаков -- водород, а самые сильные линии поглощения резонансные,
т.е. те, которые связаны с переходами атомов в основное состояние).
Но энергия возбуждения водорода слишком велика по сравнению с
энергией реликтовых фотонов. Однако уже давно было предложено
искать возбужденные реликтовым излучением состояния по уровням
атомарного углорода, тоже весьма распространенного элемента.
Действительно, энергия тонкого расщепления уровней углерода
соответствует длине волны 0.61 мм, но для близких источников
возбуждение реликтовыми фотонами существенно ниже возбуждения
из-за столкновений атомов углерода с атомами водорода.
Но для объектов с
 краснным смещением $z>1.5$ (при этом максимум спектра
реликтового излучения будет вблизи 0.6 мм)
возбуждение реликтовым излучением становится резонансным
и должно быть весьма эффективно. Этот способ определения
температуры реликтового фона был предложен в 1968 г. американскими
астрофизиками Бакалом и Вольфом (Bahcall, J.N., and Wolf, R.A.,
1968, ApJ 152, 701)
Сложность заключалась в наблюдении и без того мелкой
линии поглощения атомарного углерода на фоне чрезвычайно слабых
далеких квазаров.

Эта задача была недавно успешно решена, используя огромное
составное 10-м зеркало телескопа Кек на Гавайских островах
(Songaila, A. et.al. 1994, Nature 371, 43). В течение 13 часов
непрерывной экспозиции в спектре квазара QSO 1331+170 с красным
смещением $z=1.776$ были обнаружены искомые линии, соответсвующие
температуре возбуждения $7.4\pm 0.8$ и $10.4\pm 0.5$~К. Две
линии с разными температурами, по-видимому, отражают движение
различных облаков внутри поглощающей области.
Теоретическое предсказание для температуры реликтового излучения
на таком красном смещении $7.58$~K, что находится в прекрасном
согласии с измерениями температуры в одном из облаков.

Однако поскольку пока не представляется возможным отделить
эффект возбуждения реликтовым излучением от локального
возбуждения (например, столкновениями с атомами водорода),
этот результат, строго говоря, должен рассматриваться как
верхний предел на температуру реликтового фона в квазаре
1331+170.

\vskip\baselineskip
\hfill {По материалам A. Songaila et al., 1994, Nature 371, 43}

\vskip\baselineskip

\hfill Пocтнoв K.A., 23 ноября 1994 г.

\end{document}
