ВУЗ: Не указан
Категория: Не указан
Дисциплина: Не указана
Добавлен: 10.04.2024
Просмотров: 133
Скачиваний: 0
ПОИСКИ ИОНИЗОВАННОГО ВОДОРОДА |
189 |
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
источников. Суть этого заключается |
в том, |
что |
источник |
|||
с измеренной |
плотностью |
потока S |
дает |
вклад в |
фон |
|
5 е Т с и слишком большое |
значение |
т с может |
привести |
|||
к оценке общего вклада, превышающей |
наблюдаемый |
|||||
фон. |
|
|
|
|
|
|
Дисперсия. |
При распространении |
радиоволн |
в |
иони |
зованном газе их скорость зависит от частоты, т. е. среда
является диспергирующей. Волны частоты |
ѵ ( ѵ ^ > ѵ р ) |
||
распространяются с запаздыванием |
- ^ ' / г ^ Л ? 2 |
на еди |
|
ницу времени по |
сравнению с распространением |
в пустом |
|
пространстве. З д е с ь ѵ р — п л а з м е н н а я |
частота {пе21пт)'1>£а |
||
» 3 0 Гц при п ~ |
Ю - 5 с м - 3 . Д л я V ~ |
20 М Г ц запаздывание |
составляет долю 10~12 времени распространения. Общее
время распространения |
от источника |
с большим красным |
смещением будет ~ 1 0 1 0 |
лет, и на 20 |
М Г ц запаздывание |
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
ше, чем |
3 дня, то можно обнаружить внегалактический |
газ. |
|
Эту |
идею впервые разработали Хэддок и Ш а м а в |
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*
нако |
теперь известны радиопеременные внегалактиче |
ские |
источники (стр. 109), но они переменны только на |
190 ГЛАВА 10
высоких частотах (ѵ ~ 1000МГц), где дисперсия очень мала, и имеют слишком большое характерное время ва
риаций (скорее, годы, а |
не дни) . На случай, если |
радио- |
||||||
переменные |
источники |
с |
такими |
параметрами |
будут |
|||
когда-нибудь |
найдены |
(например, очень далекие пуль |
||||||
сары) , мы приведем здесь |
формулу |
для |
временного |
за |
||||
паздывания |
t источника |
с |
красным смещением |
z |
при |
|||
п ~ 10~5 с м - 3 |
(модель |
Эйнштейна — де |
Ситтера): |
|
|
|||
|
9 7 . 1 |
П 2 |
3 |
|
|
|
|
|
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
ков) . Если ж е п. |
не |
равно |
10~5 с м - 3 и |
модель |
Эйнштей |
|
н а — де |
Ситтера |
не |
верна, |
то наблюдаемая зависимость |
||
между |
t и z д а л а |
бы нам |
прямую зависимость |
масштаб |
||
ного фактора R от времени. |
|
|
||||
Фарадеевское |
вращение. |
Излучение |
многих |
внегалак |
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
пряженности и характерных размеров |
межгалактического |
|||||||||
магнитного |
поля, |
которое |
рассматривается |
в |
следую |
|||||
щем разделе. Полезно, однако, отметить |
здесь, что |
при |
||||||||
/г-» 10~5 см~3 , |
H « |
Ю - 7 Гс (это значение |
особенно |
защи |
||||||
щали В. Л . Гинзбург и С. И. Сыроватский) |
и при |
харак |
||||||||
терном размере 106 световых лет газ должен давать |
|
меру |
||||||||
вращения |
~ 40 рад на длине волны |
~ |
1 м для |
источ |
||||||
ника с Z Ä 1. |
Типичные значения меры |
вращения, |
на |
|||||||
блюдаемые |
в |
направлениях, |
где вклад |
Млечного |
Пути |
минимален, гораздо меньше этого значения, и отсутствие |
||||
заметной зависимости меры вращения от красного сме |
||||
щения позволяет предположить, |
что |
если |
п œ 10~5 |
с м - 3 , |
то межгалактическое магнитное |
поле |
не |
превышает, |
ве |
роятно, Ю - 8 Гс |
(или что оно более запутано, чем следует |
из характерного |
размера 106 световых л е т ) . |
П О И С КИ И О Н И З О В А Н Н О Г О В О Д О Р О Д А |
191 |
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.
Н у ж н о признать, |
что мы не знаем, откуда |
берутся |
|||
космические |
лучи |
в |
нашей Галактике. Мы |
д а ж е |
не уве |
рены в том, |
что |
их |
источники находятся |
в Галактике, |
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
этой гипотезы. Однако если концентрация |
межгалактиче |
|||||
ского |
газа |
окажется Ю - 5 |
с м - 3 , |
то |
можно |
будет сделать |
вывод, |
что |
она не верна. |
Д е л о |
в |
том, что космические |
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
(92 |
ГЛАВА |
10 |
|
|
|
|
р о ж д а т ь ся |
яи -мезоны, которые |
затем |
распадаются |
на |
||
Y-кванты, и общий поток у-лучей будет превышать |
на |
|||||
блюдаемый верхний предел для Y-фона в области энер |
||||||
гий 50—100 МэВ . Поскольку концентрация |
межгалакти |
|||||
ческого газа может оказаться |
значительно |
меньше |
чем |
|||
Ю - 5 |
с м - 3 , |
этот аргумент, возможно, |
несостоятелен, |
но |
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-
новское взаимодействие |
электронов с межгалактическими |
||
фотонами света |
звезд |
и с |
радиофотонам и привело бы |
к неприемлемо |
большому |
потоку рентгеновских лучей, |
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
гает этого предельного значения, то напряженность |
маг |
||||
нитного поля в межгалактическом |
пространстве |
не |
мо |
||
ж е т быть |
больше 2 - Ю - 7 Гс, |
иначе |
синхротронное |
радио |
|
излучение |
межгалактических |
релятивистских электронов |
|||
превышало бы наблюдаемый |
радиофон. |
|
|
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 -