ВУЗ: Не указан
Категория: Не указан
Дисциплина: Не указана
Добавлен: 10.04.2024
Просмотров: 132
Скачиваний: 0
178 ГЛАВА а
если бы большинство атомов находилось на низшем из рассматриваемых подуровней, так что не было бы ослабления поглощения из-за вынужденного излучения. Поскольку большинство атомов межгалактического во дорода находится в основном состоянии (не считая сверх тонкого расщепления), то эти переходы должны быть переходами с основного состояния, т. е. серией Лай -
мана, |
которая начинается |
с линии L a с длиной волны |
|||
1216 А |
и кончается |
у предела |
ионизации |
атома — гра |
|
ницы лаймановской |
серии |
912 А. Трудность |
заключается |
||
в том, что в области длин |
волн |
912—1216 А непрозрач |
ность очень велика не только в Галактике, но и в земной атмосфере.
Недавно эту проблему остроумно решили Шейер и Ганн и Престон. Они воспользовались большим красным смещением (z œ 2) некоторых квазаров, приняв, что оно имеет космологическую природу. Можно ожидать, что будет наблюдаться полоса поглощения La, простираю
щаяся |
от |
1216 до |
1 2 1 6 ( 1 + 2 ) |
Â, в спектре квазара с |
||||||
красным смещением |
z, |
причем |
поглощение |
при 1216 А |
||||||
происходит |
вблизи |
Галактики, |
а |
поглощение |
при |
|||||
1216(1 + 2 ) А — около |
квазара . |
При z |
2 полоса |
дол |
||||||
жна |
простираться |
в |
видимую |
область |
примерно |
до |
||||
3600 А. Действительно, |
сама линия |
La |
наблюдается в |
|||||||
излучении в спектрах всех квазаров |
с z |
« |
2, и |
полоса |
||||||
поглощения должна простираться от этой линии |
до ми |
|||||||||
нимальной |
наблюдаемой длины |
волны — обычно |
3000 А. |
На практике наблюдатели ищут депрессию в непрерыв
ном |
спектре после линии La. Вначале Ганн и |
Престон |
||||||
считали, что в |
спектре |
З С 9 имеется |
депрессия |
« 4 0 % , |
||||
однако последующие работы, в которых изучался |
спектр |
|||||||
этого и других |
квазаров с z А ; 2, не обнаружили |
замет |
||||||
ной |
депрессии |
(т. е. она меньше « 2 0 % ) (рис. 49). Это |
||||||
дает |
предел для Пц около квазара при z « |
2: |
|
|
||||
|
|
пн |
< 3 • Ю - 1 ' с м - 3 . |
|
|
|
|
|
что |
приведет, |
если |
предположить, |
что |
пц ос |
( I z ) 3 |
||
(гл. 8), к следующему |
предельному |
значению |
в |
совре |
||||
менную эпоху: |
|
|
|
|
|
|
|
% < 1 0 " 1 2 с м _ 3 .
П О И С К И Н Е Й Т Р А Л Ь Н О Г О В О Д О Р О Д А |
179 |
Это значение свидетельствует в пользу резонансного механизма и отсутствия вынужденного излучения.
Этот верхний предел на семь порядков величины меньше значения концентрации частиц, которое мы ис
кали, и может показаться вполне убедительным |
ответом |
на вопрос, существует ли межгалактический |
газ. Од |
нако в известном смысле исследование поглощения в
линии |
L a дает |
гораздо больше сведений. Маловероятно, |
|||||
чтобы |
процесс |
образования |
галактик |
и облаков |
межга |
||
лактического газа протекал |
настолько |
эффективно, |
что |
||||
во Вселенной |
в виде |
однородно распределенного |
меж |
||||
галактического |
газа |
осталось меньше 1 % вещества. |
|||||
Д а ж е |
при скромном |
предположении, |
что эта доля |
со |
ставляет 1/1000, получается концентрация частиц меж галактического газа <~ Ю - 9 с м - 3 , что все еще в 1000 раз больше полученного верхнего предела. Это наводит на мысль, что надо найти какое-то объяснение отсутствию поглощения в линии La. Нельзя предположить, что водо род находится в молекулярной форме, поскольку это привело бы к эффектам поглощения, которые не наблю даются . Предел на концентрацию молекул водорода ра вен 10~8 с м - 3 . Естественно тогда предположить, что газ довольно сильно ионизован и поэтому производит пре небрежимо малое поглощение в линии L a . Высокая сте пень ионизации предполагалась из других соображений еще до того, как были предприняты поиски поглощения в La. Проблема обнаружения межгалактического газа стала бы, таким образом, проблемой поиска ионизован-» ного газа и, конечно, объяснением того, как газ иони зуется. Эти вопросы рассмотрены в следующей главе. Теперь мы хотели бы упомянуть некоторые интересные варианты метода La, которые могли бы привести к об наружению тяжелых элементов в межгалактическом пространстве и атомарного водорода и тяжелых элемен тов в скоплениях галактик.
П о г л о щ е н и е, вызванное тяжелыми элементами в межгалактическом п р о с т р а н с т в е
Согласно существующим теориям (гл. 13), элементы тяжелее водорода и гелия образовались в галактиках, и поэтому в межгалактическом пространстве их обилие по
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
отношению к водороду. |
Горизонтальные |
линии показывают мини |
|||
мальную |
оптическую толщу, при которой |
еще можно было бы на |
|||
блюдать |
границу |
поглощения. |
Штриховая кривая — оптическая |
||
толща в линии L a |
для |
поглощения нейтральным водородом. |
|||
ионизации водорода, |
из-за |
чего он |
утратил способность |
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 .
П О И С КИ Н Е Й Т Р А Л Ь Н О Г О В О Д О Р О Д А |
181 |
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
ванный |
углерод, |
т. |
е. |
С IV |
(Ло = |
1548 Ä), |
четырежды |
||||||||
ионизованный |
азот |
N V |
(Я0 |
= |
1238 А) |
и |
пятикратно |
||||||||
ионизованный |
кислород |
О V I |
|
(Л,о = |
103-1 А), |
а |
из |
них |
|||||||
наиболее подходящим |
является |
О V I |
(хотя |
для |
него |
||||||||||
нужно красное смещение несколько больше |
2, |
чтобы |
|||||||||||||
уйти от границы, где начинается |
поглощение видимого |
||||||||||||||
света) . Возможность |
обнаружения |
О V I |
иллюстрируется |
||||||||||||
рис. 62 для области предполагаемых температур |
межга |
||||||||||||||
лактического |
|
газа и |
д л я |
двух |
значений |
концентрации |
|||||||||
водорода. Д л я |
квазаров |
с |
самыми |
большими |
красными |
||||||||||
смещениями, по-видимому, есть некоторый |
шанс |
на |
|||||||||||||
успех. |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
П о г л о щ е н ие |
в м е ж г а л а к т и ч е с к о м |
газе |
|
|
|
||||||||||
скоплений |
галактик |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|||
К а к |
мы |
уже |
видели |
(стр. 172), |
в |
скоплениях |
галак |
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
есть |
в заметных количествах атомарный водород, |
С IV, |
N V |
или О V I , то могли бы образоваться линии |
погло |
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.
На |
рис. |
63 |
показана возможность наблюдения H I , |
С I V и |
N V |
при |
известных в настоящее время красных |
смещениях. Линии поглощения обнаружены в спектрах многих квазаров, особенно тех, которые имеют большие красные смещения, но, как мы видели, в- настоящее
182 |
Г Л А В А 9 |
время имеются значительные трудности в их интерпрета* ции. Отождествленные до сих пор линии поглощения, ве роятно, возникают во внешних оболочках самих
Ю5 |
г-ws |
з-Ю5 |
5-tûs |
|
|
Кинетическая температура, |
К |
|
|||
Рис. 63. Ожидаемая |
оптическая толща в линиях La, N V |
( 1238 Â) |
|||
и С IV (1548Â) для поглощения в |
облаке газа |
радиусом |
1 Мпс о |
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
скоплениях |
галактик. Д а ж е |
надежно |
установленный от |
|
рицательный |
результат |
мог бы дать |
ценную информа |
|
цию — обычное явление |
в |
космологии. |
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
зрения, что водород, по-видимому, сильно |
ионизирован. |
Теперь мы д о л ж н ы з а д а т ь два вопроса: 1) |
почему водо |
род ионизован? и 2) какова его концентрация и, в част
ности, может ли она равняться критической, |
~ 1 0 ~ 5 с м - 3 ? |
Когда мы начинаем рассматривать общее |
физическое |
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.