ВУЗ: Не указан
Категория: Не указан
Дисциплина: Не указана
Добавлен: 10.04.2024
Просмотров: 122
Скачиваний: 0
122 |
ГЛАВА G |
|
|
|
|
|
где суммирование проводится по различным |
классам |
|||||
светимостей. |
|
|
|
|
|
|
|
Эффекты, |
вызванные |
непосредственно |
красным |
сме |
|
щением. Есть |
три непосредственных эффекта, |
к а ж д ы й |
из которых становится все более существенным с умень шением 5.
1. Эффективное значение |
светимости |
Р будет зави |
|||
сеть от красного |
смещения, |
так |
как мы |
принимаем |
из |
лучение в одной |
узкой полосе, |
частот, |
а испущено |
оно |
было |
в другой узкой полосе частот. Необходимо, следо |
||||
вательно, внести поправку за спектр |
каждого |
источ |
|||
ника * ) . |
|
|
|
|
|
2. |
Красное смещение |
вызывает |
уменьшение |
види |
|
мого, блеска источника в |
добавление |
к |
закону обратной |
пропорциональности квадрату расстояния, поэтому раз мер сферы, соответствующий величине S, уменьшается;
аэто приводит к уменьшению N.
3.Рассматривая красное смещение в эволюциони рующей Вселенной, в которой не происходит рождения материи, мы придем к выводу, что источники в прошлом должны были располагаться более тесно, т. е. про странственная плотность р была больше. Теперь ж е чем больше красное смещение, тем дальше источник и тем глубже мы заглядываем в прошлое. Эффективное зна
чение плотности |
р должно, |
таким |
образом, |
возрастать |
|||
с |
увеличением |
красного смещения |
и, следовательно, |
||||
с |
уменьшением |
S. Как |
следствие |
возрастает |
N. |
||
|
На деле 1-й |
эффект |
мал. |
Вблизи |
частоты |
408 МГц, |
на которой проводились наблюдения в Кембридже,
большинство источников имеют спектры |
вида 5 ос ѵ - 0 ' 7 |
(где V — частота, на которой проводились |
наблюдения) . |
Если учесть влияние красного смещения на полосу час тот, то получается, что эффективная светимость Р воз-
*) Здесь для удобства светимость и наблюдаемый поток отне сены к одной и той же частоте ѵ. Если наблюдения проводить на
частоте ѵ, то в собственной |
системе |
координат |
источника частота |
||
этого излучения равна |
ѵ' = |
ѵ / ( 1 + г ) , и, |
чтобы |
найти светимость |
|
источника на частоте ѵ, |
надо |
знать |
форму |
спектра излучения. Та |
ким же соотношением связана и полоса частот принимаемого излу
чения Дѵ: в |
системе отсчета источника ей соответствует полоса |
Дѵ' =-Дѵ/(1 + |
г). — Прим. ред. |
П О Д С Ч Е ТЫ Р А Д И О И С Т О Ч Н Н К О В |
123 |
растает с красным смещением г как (1 -4-z)-0 '3 , т. е. |
до |
вольно слабо. 2-й и 3-й эффекты, наоборот, очень суще ственны. Вычисления показывают, что 2-й эффект во всех рассмотренных в пашей книге космологических мо делях более важен, чем 3-й эффект (который, конечно, совсем отсутствует в модели стационарной Вселенной). Итак, во всех наших космологических моделях эффекты,
вызванные |
непосредственно красным |
смещением, долж |
|||
ны |
уменьшать наклон кривой |
зависимости l g / V — l g S. |
|||
Мы |
пришли, таким |
образом, |
к полному противоречию |
||
с наблюдениями в |
области больших |
значений S. |
|||
|
Первое |
побуждение — отбросить |
предположение об |
изотропном распределении источников. Мы вольны так поступить, поскольку большинство источников все еще не имеет оптических отождествлений и их красные сме щения и расстояния не известны; следовательно, об их пространственном распределении нет прямых наблюда тельных данных. Однако отказ от предположения об однородности распределения источников сталкивается с серьезной трудностью, вытекающей из того факта, что
подсчеты довольно изотропны. Кажется |
невероятным, |
||||||
что |
могут существовать |
крупномасштабные |
неоднород |
||||
ности, так расположенные в пространстве, |
чтобы |
можно |
|||||
было объяснить |
наклон кривой |
lg/V — l g S |
и |
чтобы при |
|||
этом |
все ж е сохранялась |
изотропия, если |
только |
сама |
|||
неоднородность |
не содержит |
большинство |
|
источников. |
В этом случае приближенная изотропия могла бы со храниться, если граница неоднородности в любом напра влении имеет столь большое красное смещение, что яв ляется слишком слабой для того, чтобы ее можно было наблюдать. Мы вернемся к этому исключительно инте
ресному вопросу |
позже в связи |
с |
распределением кваза |
ров и изотропией |
космического |
радиоизлучения. |
|
Эволюционные |
эффекты. Мы |
должны помнить, что |
вэволюционирующей Вселенной далекие объекты с
большими красными смещениями наблюдаются на бо лее -ранних стадиях развития Вселенной, чем близкие
объекты с малыми |
красными смещениями. |
Возможно, |
что за промежуток |
времени, протекший до |
момента на |
блюдения, параметры далеких источников и их про странственное распределение претерпели заметную
124ГЛАВА G
эволюцию. Поскольку нам не хватает детальных пред ставлений о происхождении и развитии источников, на данном этапе мы вольны предполагать любой ход эво
люции, какой |
требуется |
для |
объяснения |
•зависимости |
|
l g N — l g 5 . В |
частности, |
можно |
получить |
наклон |
круче, |
чем —1,5, если |
принять, |
что в прошлом источники |
имели |
в среднем заметно большую светимость, либо более вы сокую пространственную плотность р (в дополнение к кинематическим эффектам расширения), чем сегодня. Такое объяснение, очевидно, неприемлемо в случае ста
ционарной Вселенной, которая требует, чтобы |
Р и р |
имели бы одни и те ж е средние значения в любой |
момент |
времени в любом месте Вселенной. |
|
Эта эволюционная гипотеза очень похожа на упоми навшуюся выше гипотезу, согласно которой вся область вплоть до некоторого большого красного смещения
представляет собой просто часть одной |
неоднородности. |
В самом деле, единственное различие |
между этими |
двумя гипотезами касается не подсчетов радиоисточни ков, а природы Вселенной за пределами охваченной подсчетами области. С точки зрения эволюции мы ви дим Вселенную такой же, как и наблюдатель в любом другом месте, а с точки зрения гипотезы о неоднород ности это не так.
Были предприняты различные попытки разработать эволюционные модели, которые приводили бы к наблю даемым подсчетам источников. Невозможно найти опре деленную модель, поскольку задача содержит слишком
много неизвестных. |
С одной стороны, космология не мо |
||||
ж е т нам |
сказать, |
которая из |
моделей |
Вселенной |
яв |
ляется |
правильной |
(гл. 8). С |
другой |
стороны, |
мы |
д о л ж н ы |
учитывать, |
что источники имеют |
очень большой |
разброс радиосветимостей и что нам неизвестна ско рость их эволюции, которая может быть различной для разных классов источников. Она может быть различной для радиогалактик и квазаров, для сильных и для сла бых источников. Несмотря на эти неопределенности,
мо ж н о высказать следующие утверждения:
1.Ни одна эволюционная модель неприемлема, если она приводит к большей интенсивности интегрального радиофона по сравнению с наблюдаемой интенсивно-
ПОДСЧЕ ТЫ Р А Д И О И С Т О Ч Н И К О В |
125 |
стыо диффузного внегалактического фона. Это накла дывает жесткие ограничения на возможные модели, как
можно видеть из того |
факта, что отдельные |
источники |
в обзоре Райла — Пули |
уже объясняют около |
половины |
интенсивности внегалактического фона на 408 МГц. Ис
точники, которые |
слишком |
слабы, чтобы их можно было |
|||
зарегистрировать |
в этом |
обзоре, могут хорошо объяс |
|||
нить |
большую |
часть другой половины интенсивности |
|||
фона, что находится в согласии с простой |
экстраполя |
||||
цией кривой на рис. 52. |
|
|
|||
2. |
Кривая |
lg А/— l g S |
становится более |
пологой в |
области слабых источников; это указывает на то, что многие источники из числа самых слабых имеют такие большие красные смещения, что 2-й эффект (источник становится слабее из-за красного смещения) начинает преобладать над эволюционными эффектами . Сколь ве лико это красное смещение — не и з в е с т н о , ' и разные эволюционные модели предсказывают различные значе
ния. Область |
вероятных значений |
лежит между 3 и 5. |
||
|
3. Большинство источников, включенных в подсчеты, |
|||
не |
имеет |
еще |
оптических отождествлений. Это приводит |
|
к |
тому, |
что |
мы не знаем, как |
правильно сравнивать |
эволюции радиогалактик и квазаров . Есть некоторые
предварительные |
указания |
на |
то, |
что зависимость |
|
\gN — \gS |
для квазаров имеет |
крутой |
наклон, но в на |
||
стоящее время |
они довольно |
неопределенны, и не ме |
|||
шало бы |
иметь |
независимое |
доказательство того, что |
эти объекты действительно эволюционируют. Такое до казательство существует, и мы рассмотрим его в сле дующей главе вместе с другими аспектами распределе ния квазаров.
Г Л А В А 7
Р А С П Р Е Д Е Л Е Н И Е К В А З А Р О В
Введение
Мы видели в предыдущей главе, что аномально кру той наклон кривой l g / V — l g 5 для радиоисточников имеет, по-видимому, большое космологическое значение.
Нам т а к ж е известно, |
что источники бывают двух типов: |
радиогалактики и |
квазары; кривая lg/V — IgS на |
рис. 52 включает оба типа. Естественно возникает во прос: какова зависимость l g /V — lg 5 для каждого типа в отдельности? Это первый вопрос, который мы рас смотрим в данной главе.
С о о т н о ш е н и е lg/V— IgS для |
квазаров |
Н у ж н о сразу допустить, что |
существующие в настоя |
щее время оптические отождествления не позволяют
полностью |
разделить д а ж е самые яркие |
радиоисточники |
||
на квазары и радиогалактики. Поэтому |
любую |
попытку |
||
построить |
зависимость |
lg/V — l g S отдельно для |
радио |
|
галактик |
и квазаров |
нужно считать |
предварительной. |
Тем не менее результаты, полученные к настоящему времени, представляют большой интерес и вполне разум
ны. |
В |
1966 г. |
Верон |
и |
Лонгейр независимо |
нашли, |
что |
для |
отождествленных |
радиогалактик наклон близок |
|||
к —1,5, |
в то время как для отождествленных |
квазаров |
||||
он |
аномально |
крутой. |
Д л я радиогалактик это |
вполне |
разумный результат, так как большинство отожде ствленных объектов этого типа имеет относительно не
большие |
красные смещения |
и поэтому можно ожи |
|
дать, что они довольно хорошо |
подчиняются |
степенному |
|
закону с |
показателем степени |
3 / 2 - Вероятно, |
любой, кто |