30
ровалн максимальные ошибки три определении вклада от
каждого источника. Полученная максимальная ошибка измерений 1 К
существенно меньше измеренного значения (3,4 К), что укрепляло
нашу уверенность в реальность результата.
В нашем письме мы пришли к заключению, что излучение с
«этой избыточной температурой в пределах ошибок измерений
является изотропным, неполяризованным и свободным от сезонных
изменений». Найденные предельные значения анизотропии и
поляризации данного излучения не зависели (хотя об этом и не
оговаривалось явно в том письме) от предельного значения ошибки
измерений и составляли около 10% от этого значения, или 0,3 К.
В то время предельная форма спектра фонового излучения,
которую мы могли получить, основывалась на сравнении измеренного нами значения (около 3,5 К) с результатами обзора Северного полушария небй на длине волны 74 см, проведенного в
Кембридже Паулнни-Тос и Шейкешафтом в 1962 г. (I. I. К. Раи-
liny-Toth, J. R. Shakeshaft: Mon. Not. Roy. Astron. Soc, 1962, 124,
61). Минимальная температура, представленная на их радиокарте,
равнялась 16 К. Отсюда кривая спектра фонового излучения не
была круче зависимости АЛ''7 для длин волн, различающихся в 10 раз
[т. е. в диапазоне 7,5—75 см]. Это явно исключало излучение
любого известного в то время типа радиоисточника, поскольку их
спектры характеризовались зависимостями от Х*° до А,3'0. Результаты же предшествующего измерения в Белл Лабораториес на
длине волны 6 см исключали спектр фонового излучения, который бы резко возрастал в сторону более коротких длин волн.
Подтверждение. После встречи с нами принстонская
экспериментальная группа стала переделывать свою аппаратуру, чтобы
измерять фон с температурой 3 К, а не 10 К.
34
Однако первое подтверждение существования
микроволнового космического фона появилось из совсем другого рода
измерений. Эти измерения фактически были проведены 35 лет назад.
Адамсом и Дунханом (W. S. Adams: Astrophys. J. 1941, 93, 11;
1943, 97, 105; Т. Dunham, Jr.: Publ. Astron. Soc. Pacific, 1937 49,
26; Publ. Amer. Astron. Soc, 1941, 10, 123; Proc. Amer. Phil. Soc,
1939, 81, 277 и Т. Dunham, Jr., W. S. Adams: Publ. Amer. Astron.
Soc, 1937, 9, 5). Они обнаружили несколько слабых оптических
линий межзвездного поглощения, которые позже отождествлялись
с линиями молекул СН, GH+ и CN. В случае молекулы CN, кроме
линии поглощения, соответствующей переходу с основного
вращательного уровня, наблюдалась -и линия поглощения, характерная,
для перехода с первого возбужденного вращательного уровня4.
Мак-Келлар, основываясь на данных Адамса о населенностях этих
двух вращательных уровнях, вычислил, что температура
возбуждения вращательного уровня молекул CN равняется 2,3 К.
(A. McKellar: Publ. Dominion. Astrophys. Obs. Victoria В. С, 1941,
7, 251). Переход с первого возбужденного на основной
вращательный уровень соответствует линии с длиной волны 2,64 мм, т. е.
вблизи максимума спектра чернотельного излучения.
Вскоре после открытия фонового излучения Г. Б. Филд, И. С.
Шкловский (Астрон. циркул., 1966, № 364) и П. Таддеуш (следуя
предположению Н. Дж. Вульфа) независимо пришли к выводу,
что межзвездные молекулы CN находятся в [термодинамическом]
равновесии с фоновым излучением (собственно, не существовало
другого сколько-нибудь существенного источника для возбуждения
межзвездных районов молекулярного газа). Кроме подтверждения
того, что температура фона не является нулевой, данные
измерений линии молекулы CN также подтвердили близость спектра
фонового излучения к чернотельному для длин волн, превышающих
длину волны максимума. Они, кроме того, указали на то, что в
более коротковолновом диапазоне характер изменения