Лес Лайман-альфа

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
(перенаправлено с «Лайман-альфа лес»)
Перейти к: навигация, поиск

Лес Лайман-альфа (Lyα-лес) — многократное повторение абсорбционной линии Лайман-альфа в спектрах далеких астрономических объектов. Для очень далёких объектов это явление может быть настолько сильным, что вызывает значительный спад интенсивности в некотором интервале частот; это называется эффектом Гана — Петерсона (Gunn — Peterson).

Lyα-лес возникает из-за облаков нейтрального водорода, через которые проходит свет от наблюдаемого объекта. Эти облака находятся на разных красных смещениях z. Длины волн линий, которые добавляет к спектру объекта каждое такое облако, зависят от его красного смещения. В результате густота и интенсивность этих линий несет в себе информацию о состоянии межгалактического газа, находящегося по пути следования принимаемого света.

Линия Лайман-альфа водорода лежит (в лабораторных условиях) на длине волны 1215,668 ангстрем (1,216·10−7 м), что отвечает частоте 2,47·1015 Гц. Таким образом, она лежит в ультрафиолетовой части электромагнитного спектра, однако из-за большой удалённости (сильного красного смещения) она смещается в видимый диапазон, что даёт возможность детектировать её даже наземными средствами наблюдения.

Физика эффекта[править | править вики-текст]

Серия Лаймана состоит из значений энергии, необходимой для возбуждения электрона в атоме водорода с первого наинизшего уровня в более высокие состояния, или наоборот - выделяющейся при переходе электрона на первый уровень с вышележащего. В частности, согласно формуле Ридберга, разность энергий между первым (n=1) и вторым (n=2) возбуждённым состоянием соответствует фотону с длиной волны 1216 Å. Так что если свет с длиной волны 1216 Å проходит через скопление нейтральных атомов водорода, они будут поглощать фотоны этого света, используя их для возбуждения своих электронов с первого уровня на второй. И чем больше таких атомов водорода окажется на пути света, тем большее число фотонов с длиной волны 1216 Å будет поглощено. Количественно это выражается в провале в функции интенсивности детектируемого наблюдателем на Земле света в зависимости от длины волны.

Однако можно получать таким образом информацию не только о числе нейтральных атомов водорода на пути следования света от некоего источника, но и о расстоянии до них - благодаря расширению Вселенной. Если источник фотонов достаточно далёк, то они по мере следования к нам испытывают сильное красное смещение, их длина волны увеличивается. Между тем атомы водорода поглощают в том числе и фотоны, которые изначально обладали более высокой энергией, но за время, прошедшее с момента их испускания, покрасневшие до 1216 Å. Далее, если источником излучения является квазар, то его спектр содержит практически все возможные длины волн, в частности, и сильно выраженную Лайман-альфа линию испускания также на 1216 Å. Так как фотоны с  \lambda = 1216 Å поглощаются нейтральным водородом, можно заключить, что в момент своего поглощения некий фотон имел именно эту длину волны. Очевидно, она была меньшей в момент испускания квазаром, а за время, необходимое для прохождения от поглощающего атома водорода до наблюдателя на Земле, увеличилась бы ещё больше. Так что мы наблюдаем провал в том месте спектра испускания, где находится длина волны того фотона, который имел длину волны 1216 Å в момент поглощения атомом водорода по пути от квазара до наблюдателя. Это можно записать как  \lambda_{obs} = \lambda_{rest}(1 + z) , где \lambda_{obs} - провал в наблюдаемом спектре,  \lambda_{rest} = 1216 Å, z - красное смещение поглощающего излучение атома водорода; то есть зная темп расширения Вселенной, можно вычислить, на каком именно красном смещении (т.е. на каком расстоянии от нас) находится этот атом водорода. Таким образом на основании детектируемой совокупности линий поглощения и можно делать выводы о расположении облаков нейтрального водорода на линии следования света от квазара.

Межгалактическая среда содержит довольно много нейтрального водорода, поэтому в наблюдаемом спектре квазаров присутствует множество таких линий поглощения, получивших название леса Лайман-альфа. Плотность таких систем составляет  10^{14} - 10^{16} атомов на квадратный сантиметр [1]. Если же на некотором участке плотность увеличивается до  10^{17} см−2, то излучение квазара неспособно проникнуть во внутреннюю область такой системы, где остаётся нейтральный водород, экранированный внешним слоем. Исторически такие объекты называются системами Лаймановского предела, т.к. им соответствует резкий обрыв в спектре на \lambda_{rest} = 912 Å - это энергия, необходимая для ионизации атома водорода. Наконец, если плотность увеличивается до  10^{20} см−2 и выше, то в спектре наблюдается широкий провал - Лаймановское подавление, т.к. всё излучение на этом участке поглощается. Основной вклад в соответствующую часть спектра дают "крылья" Лоренцева распределения интенсивности, описывающего естественное уширение спектральной линии поглощения.

Применение в космологии[править | править вики-текст]

  • Крупномасштабная структура Вселенной. Межгалактические области, соответствующие лесу Лайман-альфа, имеют массу, довольно малую по сравнению с галактиками, поэтому их эволюцию легче смоделировать численно, учитывая лишь действие гравитации. И это моделирование коллапса (под действием гравитации) начальных флуктуаций плотности даёт результаты, согласующиеся с наблюдаемым спектром квазаров.
  • Тёмная материя. Так как Лайман-альфа области представляют собой газ, падающий в потенциальные ямы, образованные не только видимой, но и тёмной материей, то такие наблюдения позволяют отследить и распределение тёмной материи во Вселенной. Кроме того, они помогают и ввести ограничения на свойства тёмной материи: наблюдаемая структура на малых масштабах (порядка карликовых галактик) свидетельствует против горячей тёмной материи, которая, присутствуя в больших количествах, стёрла бы такую структуру, сделала бы её однородной [2].
  • Первичный нуклеосинтез. Лайман-альфа системы могут содержать не только обычный водород, но и дейтерий, сформированный в первые 3 минуты существования Вселенной в ходе первичного нуклеосинтеза. Он так же может поглощать излучение квазаров, так что по тому же принципу можно делать выводы о распространённости дейтерия и, как следствие [3], такой фундаментальной величине как плотность барионной материи [4].
  • Космологическая постоянная. Расстояние до объекта с неким красным смещением определяется темпом расширения Вселенной. Угловая же протяжённость объекта также зависит от него, но по другому закону. Так что можно сравнивать угловое и радиальное расстояния до объекта. А зная их соотношение для данного объекта из других соображений, можно получить информацию о законе расширения Вселенной в различные периоды её истории, в частности, о космологической постоянной, отвечающей за ускоренное расширение.


Эволюция спектров квазаров[править | править вики-текст]


Эффект Гана-Петерсона[править | править вики-текст]

Суть эффекта такова. Облака нейтрального водорода эффективно поглощают свет на длинах волн от Lα(1216 Å) до лаймановского предела, образуя в спектре источника т.н. "Lα-лес". Излучение, изначально более коротковолновое, чем на пути к нам из-за расширения Вселенной поглощается там, где его длина волны сравняется. Сечение взаимодействия очень большое и расчет показывает, что малой доли нейтрального водорода достаточно для создания большой дисперсии в непрерывном спектре. Учитывая масштаб межгалактической среды, легко прийти к выводу, что провал в спектре будет на довольно широком интервале. Длинноволновая граница этого интервала обусловлена Lα, а коротковолновая зависит от ближайшего красного смещения, ближе которого среда ионизована. Эффект Гана-Петерсона наблюдается в спектрах квазаров с красным смещением z>6. Отсюда делается вывод что эпоха ионизации межгалактического газа началась с z≈6.

Примечания[править | править вики-текст]

  1. Искусственная величина, получаемая произведением числа атомов на см-3 и протяжённости облака водорода в см и равная таким образом по смыслу числу атомов в объёме столба высотой с величину облака и сечением в 1 см-2
  2. Joel R. Primack. Dark matter, galaxies, and large scale structure in the Universe. Lectures presented at the International School of Physics “Enrico Fermi” Varenna, Italy (1984).
  3. Эдвард Л. Райт (пер. В.Г. Мисовец). Нуклеосинтез Большого взрыва. Учебник космологии Неда Райта.
  4. Балашев С.А. Межзвёздные облака молекулярного водорода на ранних стадиях эволюции Вселенной (2011). — Автореферат диссертации на соискание учёной степени кандидата физико-математических наук.

Литература[править | править вики-текст]