книги из ГПНТБ / Шама Д.В. Современная космология

180 ГЛАВА g

отношению к водороду должно быть ниже, чем в галак ­ тиках. Тем не менее методы поглощения столь чувстви­ тельны, что можно обнаружить д а ж е малые следы тя­ ж е л ы х элементов. Кроме того, процессы, приведшие к

Температура, К

Рис. 62. Ожидаемая оптическая толща для длин воли короче гра­ ницы поглощения ОѴІ в спектре далекого источника в функции температуры межгалактического газа (для простоты мы принимаем, что ионизационное равновесие определяется только температурой). Обилие кислорода составляет долю ß от его локального обилия по

к резонансному поглощению, могут приводить к образо ­ ванию ионов тяжелых элементов, у которых еще оста­ лось несколько электронов, и поэтому они могут погло­ щать подобно атому водорода. Поскольку вероятность резонансного поглощения у таких ионов не намного меньше, чем у водорода, их можно обнаружить при кон­ центрации больше ~ 1 0 - 1 2 см ~3 , если только длина вол­ ны перехода переместилась из-за красного смещения в видимую область .

Последнее условие не выполняется для однократно ионизованного гелия, и поглощение, производимое этим ионом, следует искать за пределами атмосферы, где слабо поглощается ультрафиолет. Наиболее вероятными кандидатами, учитывая их высокое обилие в Галактике и атомные характеристики, являются т р и ж д ы ионизо­

тик может присутствовать межгалактический газ с кон­ центрацией от 10~3 до 10~5 с м - 3 , хотя он пока . еще не об­ наружен . Предположим теперь, что луч зрения в направ ­ лении на квазар с z » 2 проходит через несколько скоплений, большинство которых столь слабо, что их нельзя обнаружить оптически. Если в этих скоплениях

щения с красным смещением, равным красному смеще­ нию скопления. Мы столкнулись бы тогда с любопытной ситуацией: скопление галактик, слишком слабое, чтобы его непосредственно наблюдать, дает доступные наблю ­ дениям линии поглощения.

смещениях. Линии поглощения обнаружены в спектрах многих квазаров, особенно тех, которые имеют большие красные смещения, но, как мы видели, в- настоящее

время имеются значительные трудности в их интерпрета* ции. Отождествленные до сих пор линии поглощения, ве­ роятно, возникают во внешних оболочках самих

турбулентными скоростями или скоростями расширения 500 км/с. Принято, что С и N имеют стандартное обилие по отношению к Н.

квазаров . Однако исследование линий поглощения нахо­ дится в начальной стадии, и этот метод может стать по­ лезным для изучения свойств межгалактического газа в

Г Л А В А 10

П О И С К И М Е Ж Г А Л А К Т И Ч Е С К О Г О И О Н И З О В А Н Н О Г О В О Д О Р О Д А

Введение

В предыдущей главе мы видели, что концентрация межгалактического атомарного водорода оказалась зна ­ чительно ниже любого вероятного значения концентра­ ции самого водорода. Это заставило нас встать на точку

род ионизован? и 2) какова его концентрация и, в част­

состояние межгалактической среды, возникают новые вопросы. Изучая нашу Галактику, мы узнали, что в кос­ мических масштабах ионизованный газ пронизан маг ­ нитным полем. Существует ли межгалактическое магнитное поле, и если да, то каковы его проявления? Сопоставление с Галактикой приводит нас к вопросу: есть ли в межгалактическом пространстве заметный по­ ток космических лучей, и если да, то в чем это прояв­ ляется?

На большинство из этих вопросов сегодня можно дать лишь очень предварительные ответы. Тем не менее они заслуживают рассмотрения в этой книге, потому что не­ сколько ответов, которые выглядят вполне разумными, говорят, что должен наблюдаться ряд эффектов, в дей­ ствительности не наблюдавшихся . Поэтому можно огра­ ничить число возможностей. Кроме того, это рассмотре­ ние показывает, каким образом в будущих наблюдениях можно получить положительный результат или снизить верхние пределы. В частности, вполне возможно, что во­ прос о том, . имеется ли в межгалактическом простран­ стве концентрация частиц ~ 10~5 см~3 , может быть решен нов сближайшемть будущем. Большую космологическую в а ж ­

этого результата мы уже подчеркивали.

184 ГЛАВА 10

Т е п л о в ая история м е ж г а л а к т и ч е с к о г о г а з а

Если межгалактический газ существует и если он ионизирован, то он, вероятно, горячий (Т > 105 К ) . Это следует, во-первых, из того, что холодный ионизованный газ очень быстро бы рекомбинировал; во-вторых, боль-

'шинство механизмов ионизации стремится нагреть газ. Последнее верно не для всех механизмов ионизации, од­ нако для простоты мы сделаем такое допущение. Вопрос, почему газ ионизован, сводится теперь к вопросу, почему он горячий.

Здесь мы, очевидно, затрагиваем идею, подробно рас­ смотренную в гл. 12 и состоящую в том, что на ранних плотных стадиях Вселенная, вероятно, была очень горя­ чей. Однако необходимо сразу ж е подчеркнуть, что

газ должен был находиться в тепловом равновесии с из­ лучением, причем горячий ионизованный газ и излучение были тесно связаны друг с другом общим для них элек­ тромагнитным взаимодействием. С расширением Вселен­ ной температура падала, и когда она стала порядка не­ скольких тысяч градусов (в момент времени в прошлом, который соответствует красному смещению относительно

и нарушилась сильная связь между веществом и излуче­

так как оно характеризуется большим отношением

полном противоречии с нашим предыдущим выводом.

Отсюда следует, что должен был иметь место некий процесс, который вторично нагрел газ. О природе этого процесса можно лишь строить предположения; по-види­ мому, естественно связать его с образованием на неко­ торой стадии расширения Вселенной галактик и радио-

источников. Эти объекты в конечном счете испустили ультрафиолетовое излучение и космические лучи, неко­ торая доля которых вырвалась в межгалактическое про­ странство. Грубые подсчеты показывают, что этой доли

напоминает проблему нагрева солнечной короны до тем­

космическим стандартам энергия. Проблема поэтому не столько в том, чтобы найти отвечающий требованиям

галактик . Тем не менее можно наложить ограничение на

ранних стадий расширения, д о л ж н о было сильно взаи ­ модействовать с горячим газом. Такое взаимодействие исказило бы спектр излучения. Неискаженный спектр был бы в современную эпоху спектром абсолютно чер­ ного тела с температурой З К (гл. 12 и 14). Искаженный спектр соответствовал бы более высокой температуре, и

на длины волн короче, чем в спектре трехградусного из­ лучения (1 м м ) . Наблюдения, необходимые для провер­ ки, искажен ли спектр фона на субмиллиметровых

186 ГЛАВА 10

волнах, должны выполняться за пределами атмосферы. Скоро такие наблюдения будут сделаны.

нальна квадрату плотности. Это излучение достигало бы нас, имея соответствующее красное смещение, и по­

Итак, чем больше z, при котором достигнута данная тем­ пература газа, тем выше интенсивность его излучения, которая должна наблюдаться в современную эпоху. На любой длине волны интенсивность не должна превосхо­ дить интенсивности наблюдаемого фонового излучения.

Чтобы избежать слишком сильного фонового излучения около длины волны 20 см (наиболее критичной волны в радиодиапазоне), нужно, чтобы газ был вторично нагрет до значительной температуры (от 105 до 10б К) при крас­ ном смещении меньше 100.

Более интересную проблему представляет рентгенов­ ский фон. Ранние наблюдения ограничивались длииам-и волн короче нескольких ангстрем, т. е. энергиями боль­

очень немногие электроны имели бы кинетическую энер­

обнаружимый поток рентгеновских лучей с энергией, ска­ жем, 0,25 кэВ, или длиной волны 50 А. Были выполнены

измерения рентгеновского излучения в области низких энергий (рис. 22), и наблюдаемый поток действительно оказался сравнимым с предсказанным. К сожалению, проблема не исчерпана, потому что мягкие рентгенов­ ские лучи могут иметь иное происхождение. Все, что мы можем пока сказать, — это то, что наблюдения не про­ тиворечат существованию горячего межгалактического газа с концентрацией 10~5 см""3. Итак, гипотеза о горячем межгалактическом газе преодолела, пожалуй, неожидан­ но, трудное препятствие. Однако она еще не подтвер­ ждена окончательно.

можно надеяться, когда-нибудь будут предметом наблю­ дательной проверки.

1. Поглощение на низких радиочастотах. Коэффициент поглощения ионизованного межгалактического газа для

ние на частоте нескольких мегагерц имеет внегалактиче­ ское происхождение и представляет собой интегральное действие большого числа радиоисточников. В этом слу­ чае спектр фона позволил бы нам наложить ограничение на величину /г2/Г3/=.

Подобным ж е методом можно изучать и спектры от­ дельных внегалактических источников, чтобы устано­ вить, есть ли на низких частотах поглощение. Некоторые из этих источников не показывают признаков поглоще­ ния вплоть до 10МГц. (Наблюдения на более низких частотах проводятся обычно с ракет или спутников над ионосферой.) Таким образом, мы получаем верхний пре­

нием, однако заставляет отказаться от очень холодной плазмы. Предполагается провести спутниковые наблю­ дения до 1 МГц. На столь низких частотах должно быть

188 ГЛАВА 10

существенным поглощение в нашей Галактике, но его, вероятно, можно учесть из других наблюдений. В этом случае из отсутствия межгалактического поглощения

стиц N во Вселенной при п ~ Ю - 5 с м - 3 (т. е. в сфере ра­ диуса ст) :

^ Ц ~ л / , / 2 ( ~ ю 4 0 ) .

ег/тес2 4 '

Написав N Ä 4ЯП(СТ)3 /3, будем иметь

средняя длина свободного пробега фотона 1/по в меж­ галактическом газе сравнима с радиусом Хаббла . Д л я источников с большим красным смещением г воздействие

лико, чтобы повлиять на подсчеты источников. Заметим, что этот эффект не зависит от частоты и поэтому одина­ ково важен как для оптических, так и для радиоисточни­ ков. Он т а к ж е не зависит от температуры, и если бы мы смогли наблюдать его, то это непосредственно д а л о бы величину а.

В а ж н о помнить, что эффект томсоновского рассеяния не есть истинное поглощение, поэтому вклад дискретных источников в общий фон не подвержен его воздействию. Вероятно, можно использовать этот факт, чтобы полу­ чить ограничения на концентрацию частиц, если известны достаточно большие красные смещения для радио ­

зованном газе их скорость зависит от частоты, т. е. среда

составляет долю 10~12 времени распространения. Общее

составляет около 3 сут. М о ж н о было бы ожидать, что более близкие ионизированные области дают дисперсию гораздо меньше этой, и, таким образом, если радиоисточ­ ник меняется с характерным временем не намного боль­

июле 1964 г.; тогда считалось маловероятным, чтобы источники могли меняться в радиообласти с требуемым характерным временем, хотя соответствующие оптиче­ ские вариации были найдены у нескольких квазаров . Од*