close

Вход

Забыли?

вход по аккаунту

?

Межгалактический водород и спектр квазаров и галактик

код для вставкиСкачать
Приводится расчет сечения поглощения линией Лайман альфа в зависимости от концентрации нейтрального водорода в межгалактическом пространстве (IGM), отличный от расчета, предложенного Дж.Ганом и Б.Петерсоном в [1]. Основанием для расчета служит ме
Межгалактический водород и спектр квазаров и галактик
В. Г. Жуков 1)
Аннотация
Приводится расчет сечения поглощения линией
Лайман альфа
в
зависимости от концентрации нейтрального водорода в межгалактическом
пространстве (IGM), отличный от расчета, предложенного
Дж.Ганом и
Б.Петерсоном в [1]. Основанием для расчета служит метод, предложенный
Зельдовичем и Райзером в [2]. Расчет показывает, что концентрации
нейтрального водорода в IGM может достигать 10-3 cm3 и более, при этом
эффект Гана- Петерсона наблюдаться не будет. Рассмотрен вероятный механизм
формирования спектра “синих” или “молодых” галактик.
Рассмотрим бесконечную, стационарную и однородную вселенную (к примеру [3], [4], где красное
смещение и замедление времени объясняются без теории Большого Взрыва и космологическая
константа равна нулю) , с метрикой вида (для каждого наблюдателя в каждой точке пространства):
ds2=-c2· (1+ k1·z)2·dt2 + (1/(1+ k2·z)2)·dr2 +r2(dθ2+sin2θdφ2)
(1)
где z – красное смещение, k 1 и k2– некие коэффициенты (для малых z равные 1, в общем случае
функции).
Допустим, есть источник излучения (Source) на расстоянии соответствующем z = 1 (~10 млд. св.
лет) от наблюдателя (Observer). Источник излучает свет с длинной волны λ = 810,6Å . Пространство
между источником и наблюдателем заполнено нейтральным водородом . Рассмотрим поглощение
излучения нейтральным водородом на линии Лайман альфа (Lα=1216Å). За счет красного смещения
поглощение будет происходить на расстоянии соответствующего z = 0.5 от источника.
Рис. 1
Для оценки величины сечения поглощения воспользуемся методом, изложенным Зельдовичем и
Райзером [2] (Chapter V, §9 ). Они приводят величину и распределение эффективного сечения
поглощения для естественной ширины линии (Рис 1.). При эффектах уширения линии, в частности
доплеровском, при более высоких температурах ширина линии увеличивается, но при этом
максимальное значение (сечение поглощения в центре линии) колоколообразной фунции f1
уменьшается и суммарное сечение остается постоянным, и в нашем случае не влияет на результат.
Поэтому ограничимся рассмотрением поглощения для естественной ширины линии. Для оценки
суммарной величины сечения поглощения (по крайней мере, с точностью до порядка величины), мы
можем заменить колоколообразное распределение (функция f0) сечения на прямоугольное (пунктирная
линия - функция f1), и рассчитать поглощение для функции f1. В [2] приводятся величины ширины: ∆λ =
(c·∆ν)/ ν02 = 1,2·10-4 Å (1,2·10-12 cm); и масимального сечения σν max = λ2·3/2π (для Lα=1216Å : σν0 max =
(1.2·10-5 cm)2 ·3/3.14 = 1.37·10-10 cm2 ). Частотная ширина линии δv = c/ λ = 3*10-4 sec-1. Изменение z: ∆z =
δν/ν0= 3*10-4/2.5*1015 =10-19 , что соответствует расстоянию ∆R = c·∆z/H =3*1010*10-19 /2,3·10−18 с−1 = 109
cm. Суммарное сечение поглощения всех атомов в столбе газа площадью 1 cm2 и длинной ∆R будет
σs = σν0 max ·N·∆R
(2)
При концентрации N =10-3 cm3, ∆R= 109 cm, σo = 10-10см2,σs = 3*10-4 cm2, т.е. будет поглощено
около 0.1% фотонов, что не может дать какого-либо заметного поглощения, а тем более недостаточно
для проявления эффекта Гана-Петерсона.
Допустим, что заселенность верхних (инфракрасных) уровней (серий Пашена , Брэккета и т.д.)
высокая (подобно рекомбинационным радиолиниям в зонах HII). Возможной причиной этого может
быть спектр проходящего через межгалактический водород излучения, который существенно
отличается от спектра излучения, проходящего через водород в галактике (преобладание ифракрасного
и микроволнового излучения (М.Лонгейр Р.Сюняев , 1971)). Такой спектр можно объяснить тем, что (в
случае, если большая часть излучения – излучения галактик типа нашей), количество источников
излучения увеличивается пропорционально квадрату расстояния, при этом обратно пропорционально
тому же квадрату уменьшается количество фотонов от каждого источника, но при этом частота фотонов
уменьшается пропорционально z.
Рассмотрим поглощение излучения нейтральным водородом на двух линиях, с длинами волн
λ10=400нм и λ20=740нм (синий и красный свет) от источника, находящегося на расстоянии
соответствующем z=4 от наблюдателя. Вследствии красного смещения длинна волны линии λ10=400нм
для наблюдателя станет λ11=2000нм. Т.е. фотоны с λ10=400нм пройдут последовательно через линии
поглощения от линии Бальмера Ba-δ (n1 = 2, n2=6) до линии Брэккета (Brackett) (n1 = 5, n2=8) , примерно
через 74 линий поглощения. Длинна волны линии λ20=740нм станет λ21=3700нм. И фотоны с λ20=740нм
пройдут последовательно через линии поглощения от серии Пашена (Paschen) до линии Хэмпфри (n1 =
6, n2=17) примерно через 122 линий поглощения. На рис.2 приводится зависимость количества линий
поглощения, через которые проходят фотоны от длинны волны источника излучения при разных z.
Общая закономерность – количество линий (и поглощение) увеличивается с увеличением длинны волны
и с ростом z.
Рис. 2. Зависимость количества линий поглощения от длинны волны излучения при разных z.
(Компьютерная программа при максимальном n1 = 40)
Для вычисления коэффициентов (сечений) поглощения необходимо более точно знать
населенность уровней межгалактического газа, его концентрацию (которая в общем случае может
меняться в достаточно широких пределах), коэффициент поглощения на всех уровнях (который
несколько изменит форму кривых рис.2 в зависимости от n1 и n2) , учесть влияние других газов (гелий и
т.д.). Не следует забывать и о большом времени нахождения атомов водорода в метастабильном
состоянии 2s.
Но в целом, качественно, графики на рис.2 объясняют :
- смещение интенсивности спектра галактик с увеличением z в область более коротких волн (“молодые”
или “синие” галактики)
- уменьшение интенсивности и мощности излучения галактик при больших (>7) z, (карликовые
галактики)
- спектр при очень больших z, который вырождается в отдельные (отдельную) линию.
Необходимо также учитывать и Томсоновское рассеяние, которое становится существенным уже
для расстояний z=1. И для больших z мы наблюдаем в большей степени отраженный свет, благодаря
тому, что высока вероятность рассеяния на малые углы. И суммарная интенсивность складывается из
множества рассеянных фотонов, которые проходят разное расстояние, в следствии чего имеют разное
красное смещение, немного отличающееся от красного смещения по прямой линии. В следствии этого
все резкие пики (в частности, линии металлов) спектра смазываются и исчезают.
Дополнительно можно отметить, что в бесконечной, стационарной и однородной вселенной,
расстояние, пройденное светом от z=0 до z=1 (Rz0), равно расстоянию от z=1 до z=2 (Rz1) и расстоянию
от z=2 до z=3 (Rz2) . Следовательно объем между сферами радиусами Rz2 и Rz1 в 73 раза больше объема
шара, ограниченного сферой радиусом Rz0. Этим можно объяснить то, что основная часть наблюдаемых
квазаров находится в на расстояниях, соответствующему красному смещению z >=2.
____________________________________________
1) valeryzhukov@mail.ru / Valery Zhukov, Netanya, Israel
Reference:
1. E. Gunn and B. A. Peterson. On the Density of Neutral Hydrogen in Intergalactic Space. ApJ,
142:1633–1641, Nov. 1965.
2. Ya. B. Zel'dovich Yu. P. Raizer “Physics of Shock Waves and High-Temperature Hydrodynamic
Phenomena” Volume I ACADEMIC PRESS New York and London 1967
3. Valery Zhukov, Redshift and the Curvature of Space. http://vixra.org/abs/1406.0021
4. Valery Zhukov, Cosmological Redshift and Gravitational Waves. http://vixra.org/abs/1410.0006
Автор
valeryzhukov
Документ
Категория
Астрономия и астрофизика
Просмотров
40
Размер файла
170 Кб
Теги
docme, igm, альтернативная космология, 001
1/--страниц
Пожаловаться на содержимое документа