Файл: Шама Д.В. Современная космология.pdf

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