книги из ГПНТБ / Шама Д.В. Современная космология

190 ГЛАВА 10

высоких частотах (ѵ ~ 1000МГц), где дисперсия очень мала, и имеют слишком большое характерное время ва­

Если бы этот эффект был открыт и найдено, что квазары удовлетворяют такому соотношению, то это подтверди­ ло бы космологическую природу их красного смещения (хотя можно допустить, что дисперсия и другие эффек­ ты, зависящие от частоты, происходят внутри источни­

тических радиоисточников линейно поляризовано, и ионизованный межгалактический газ д а в а л бы вклад в наблюдаемое фарадеевское вращение плоскости поляри­ зации (стр. 51). Величина этого эффекта зависит от на­

Этим завершается наше рассмотрение возможных э ф ­ фектов, возникающих в ионизованном межгалактическом газе. Некоторые из них рождают довольно призрачные надежды . Возможно, что к моменту выхода этой книги несколько рассмотренных в этом разделе эффектов перейдут из разряда потенциально возможных в р а з р я д действительно наблюдающихся — процесс, который стал удивительно быстрым в космологии за последние не­ сколько лет.

К о с м и ч е с к и е лучи и магнитные поля

вмежгалактическом пространстве

Может показаться преждевременным рассматривать космические лучи и магнитные поля в межгалактическом пространстве, поскольку пока нет прямых наблюдатель­ ных доводов в пользу их существования. Однако нам из­ вестно, что космические лучи могут просачиваться из галактик за характерное время, малое по сравнению с хаббловским возрастом Вселенной (стр. 40), поэтому автоматически возникает вопрос об их потоке в межга ­ лактическом пространстве. Кроме того, отсутствие опре­ деленных эффектов позволяет установить верхние пре­ делы некоторых величин, которые определяют физиче­ ское состояние межгалактической среды. Поэтому мы здесь рассмотрим эти вопросы.

хотя это наиболее вероятно для космических лучей с энергией ниже 101 7 эВ (стр. 53). Тем не менее некоторые астрономы убеждены, что поток космических лучей в межгалактическом пространстве такой же, как наблю ­ даемый вблизи Земли . Нет прямых свидетельств против

лучи д о л ж н ы взаимодействовать с газом и нагревать его до столь высокой температуры, что газ будет излучать значительный поток рентгеновских лучей и суммарная интенсивность рентгеновского фона станет больше на­ блюдаемой. К тому ж е при этом взаимодействии будут

подобные рассуждения показывают, как можно исполь­ зовать отрицательный результат для получения интерес­ ных ограничений на степень активности межгалактиче ­ ского пространства.

Относительно электронной компоненты космических лучей мы можем говорить более определенно. Если по­ ток релятивистских электронов в межгалактическом пространстве был бы такой же, как у Земли, то компто-

как это показано на стр. 237. Этот аргумент дает огра­ ничение на поток межгалактических электронов. Он не может быть больше чем 1/1000 его значения вблизи Земли . Кроме того, если межгалактический поток дости­

Эти рассуждения ставят перед нами вопрос: суще­ ствует ли межгалактическое магнитное поле? Некоторые космологи обращаются к такому полю, чтобы объяснить происхождение магнитного поля в галактиках и радио­ галактиках, которое иначе было бы трудно объяснить. Предположение состоит в том, что на ранних стадиях эволюции Вселенной, когда физические условия совер­ шенно отличались от современных, образовалось м е ж ­ галактическое магнитное поле. Затем, когда путем кон­ денсации из межгалактического газа образовались га­ лактики, в них у ж е было магнитное поле. Можно строить предположения о возможных различиях между галак ­ тиками, первичное магнитное поле которых было почти параллельно или почти перпендикулярно оси вращения . Например, предполагалось, что развитие радиогалакти -

Г Л А В А 11

П Р О Б Л Е М А Г Е Л И Я

Введение

П р о б л е ма гелия является частью более обширной проблемы истолкования обилия химических элементов по отношению к водороду во всех частях Вселенной. При­ чина, почему мы выделяем один гелий и рассматриваем его в книге по космологии, заключается в том, что в на­ стоящее время есть веские основания полагать, что ге­ лий, возможно, образовался на ранних плотных стадиях расширения Вселенной, тогда как более тяжелые эле­ менты, вероятно, возникли в звездах или в массивных объектах после образования галактик.

Эта проблема стоит на первом месте, потому что из­ мерения обилий элементов в нашей Галактике показали, что приблизительно 92% атомов приходится на долю водорода, 8% — н а долю гелия и только один атом из тысячи — это атом более тяжелого элемента. Такая ра­ зительная несоразмерность между обилием водорода и другими элементами наталкивает на гипотезу, что веще­ ство первоначально существовало в форме простейшего элемента — водорода, а происходившие затем ядерные реакции привели к превращению малой части этого ве­ щества в более тяжелые элементы. С этой точки зрения Земля, которая лишилась большей части своего водо­ рода, улетучившегося из ее слабого поля тяготения, есть просто частица примеси.

Есть две причины считать, что гелий и более тяжелые элементы имеют разное происхождение; обе они согла­

Об и л ие гелия

Кнастоящему времени развито три метода оценки отношения Не/Н для различных астрономических объек­ тов.

1.Спектроскопический метод, который заключается в измерении силы линий гелия в спектрах интересующих объектов.

2.Метод космических лучей, который пригоден толь­ ко для Солнца; он состоит в измерении относительного обилия различных элементов, включая а-частицы, в сол­ нечных космических лучах.

путем подгонки наблюдаемых характеристик к предска­ заниям теории внутреннего строения звезд. Рассмотрим каждый из этих методов по очереди.

внеатмосферным наблюдениям в ультрафиолете сильно мешает поглощение, вызванное межзвездным водородом. Чтобы существовали сильные линии в видимой области, гелий должен быть высоко возбужден, т. е. должен на­ ходиться в поверхностных слоях очень горячей звезды. Согласно нашим представлениям о звездной эволюции, это означает, что звезда должна быть либо очень моло­ дой, либо сильно проэволюционировавшей. Ни в одном из этих случаев нет гарантии, что мы имеем дело с первоначальным содержанием гелия в Галактике, не

у*

196 ГЛАВА 11

искаженным последующими ядерными процессами в звездах.

Линии гелия наблюдаются в различных типах объек­ тов: звездах спектральных классов О и В главной после­ довательности, сильно проэволюционировавших звездах

класса В, газовых и планетарных туманностях. Д о не­ давнего времени эти наблюдения указывали, что мини­ мальное обилие гелия везде, где его вообще можно на­ блюдать, составляет примерно один атом на каждые 11 атомов водорода. Поскольку, как мы увидим, такое количество слишком велико, чтобы его могли произвести звезды Галактики, есть искушение предположить, что минимальное отношение, Vu . представляет относитель­

наблюдателей сообщили, что существуют звезды с по­

сделано много попыток объяснить эти наблюдения осо­ быми условиями на поверхности таких звезд, однако эти попытки вызывают собственные трудности, и предмет находится сейчас в состоянии полной неясности. Мы предпочитаем избежать здесь рассмотрения данного во­ проса, поскольку оно затронуло бы сложные детали по­ ведения звездных атмосфер, увело бы нас из области

держании гелия могут быть ошибочны; поэтому в на­ дежде, что будет найдено некое адекватное решение, мы снова возвратимся к предварительной гипотезе, что ми­ нимальное отношение близко к '/и-

звездой) слишком слабы, чтобы использовать их для определения обилия. Вместо этого мы можем использо­ вать тот факт, что после сильной солнечной вспышки не­ которое время спустя сгусток космических лучей низкой

энергии (которые, как известно, имеют солнечное проис­ хождение) достигает Земли. Обилие а-частнц по отно­ шению к обычным изотопам углерода, азота и кислорода в этих космических лучах, вероятно, отражает их отно­

поэтому, вероятно, одинаковым образом ускорялись. На­

несколько меньше, согласно последнему определению,

звезд в настоящее время настолько развиты, что мы мо­ жем многое узнать о химическом составе звезды по ее светимости и температуре. В частности, если мы знаем содержание в ней тяжелых элементов (его часто легко можно оценить по спектру), то можно вывести отсюда содержание гелия. Преимущество этого метода состоит в том, что содержание гелия относится в этом случае ко всей массе звезды, а не только к поверхностным слоям, в которых возникают спектральные линии. Определенное таким образом обилие гелия на Солнце находится в хо­ рошем согласии со значением, полученным методом кос­ мических лучей.

Метод, основанный на теории внутреннего строения звезд, является особенно мощным, если исследовать не одиночные звезды, а звезды скоплений, которые, ве­ роятно, одного возраста и имеют четко выраженную главную последовательность. Однако этот метод не прост, поскольку д а ж е определение светимости и темпе­ ратуры поверхности связано с трудностями. Фактически все полученные до сих пор результаты согласуются с большинством спектроскопических определений, которые никогда не дают обилие гелия меньше '/и (даже для не­ которых аномальных спектроскопически звезд) . К .сожа­ лению, звездные скопления образовались довольно .не­ давно из межзвездного вещества и поэтому ничего.нельзя сказать непосредственно о первоначальном содержании гелия в Галактике.

198 ГЛАВА 11

В последнее время развито два варианта этого мето­ да. Один касается пути эволюции старых звезд от глав­ ной последовательности, когда использовано все горючее (водород). Фолкнер и И бен изучили этот вопрос и сно­ ва нашли, что наблюдения можно объяснить, только если

ному возникновению пульсаций, и если отношение Не/Н не равно примерно Ѵіь то расчетная кривая блеска очень сильно отличается от наблюдаемой.

из каких-либо иных соображений выбрать модель с содержанием гелия значительно меньше Ѵц. Таким об­ разом, мы снова, хотя все еще и предварительно, пришли к выводу, что необходимо найти объяснение современно­ му значению отношения Не/Н по крайней мере для на­ шей Галактики .

в звездах Галактики за время ее существования, т. е.

рые сравнительно недавно образовались из межзвездно­ го вещества. Нельзя ли объяснить все наблюдаемые оби­ лия процессами такого типа?

Ответ, видимо, будет отрицательный. Светимость Га­ лактики приблизительно 104 4 эрг/с и если она была по­ стоянной на протяжении 101 0 лет, то за это время выде­ лилось бы всего 3 - Ю 6 1 эрг. При самом благоприятном предположении, что вся эта энергия выделяется в ре­ зультате превращения водорода в гелий, должно было

бы образоваться около Ю 4 3 г гелия (энергия связи ядра гелия примерно 2 , 5 - Ю - 5 эрг) . Однако полная масса Га­ лактики 4-104 '1 г, и поэтому соответствующее отношение Не/Н было бы равно всего лишь 'До по массе, или Ѵіео по числу атомов, — более чем в 10 раз ниже наблюдае ­ мого отношения, равного Ѵи (по числу атомов) .

Этот аргумент сильно зависит от предположения, что светимость Галактики в прошлом была не больше, чем в настоящее время. Однако некоторые астрономы пред­ положили, что, когда Галактика была молодой, шел бур­ ный процесс звездообразования и что звезды были до­ статочно массивны, чтобы быстро проэволюционировать, произведя при этом требуемое количество гелия. При подробном изучении это предположение встречается с серьезными трудностями. Главная проблема: каким об­ разом гелий переносится в межзвездное пространство до того, как ядерные реакции синтеза в массивных звездах превратят его в более тяжелые элементы? Детальные, расчеты надежно показывают, что гелий практически должен выгореть до того, как он будет выброшен из звезды.

В этих расчетах сделано допущение, что водород не поступает непрерывно в центральные области звезды из внешних слоев путем конвекции. Отсутствие конвекции общепринято как хорошо обоснованное, однако Л е д у поставил его под сомнение и показал, что будет иметь место значительное образование гелия, если звезды остаются хорошо перемешанными. Тем не менее в на­ стоящее время представляется, что перемешивание было для этих целей недостаточным.

Более вероятно, что конвекция могла происходить в сверхмассивных звездах 1 0 4 М о , а не в звездах с массой порядка солнечной, которые рассматривались нами до сих пор. Если такие сверхмассивные звезды образовались на ранних стадиях существования Галактики, то они могли бы произвести необходимое количество гелия и распасться к настоящему времени. Это остается серьез­

разования ныне существующих звезд, что о формирова ­ нии звезд других типов пока не можем сказать ничего