Les Lyman-alfa

Lyman-alfa les (Ly α -forest ) je mnohonásobným opakováním Lyman-alfa absorpční linie ve spektrech vzdálených astronomických objektů . U velmi vzdálených objektů může být tento jev tak silný, že způsobí výrazný pokles intenzity v určitém frekvenčním rozsahu; toto se nazývá Gunn-Petersonův efekt .

Ly α -les vzniká z mraků neutrálního vodíku , kterými prochází světlo z pozorovaného objektu. Tyto mraky jsou v různých rudých posuvech z . Vlnové délky čar, které každý takový mrak přidá ke spektru objektu, závisí na jeho rudém posuvu. V důsledku toho hustota a intenzita těchto čar nese informaci o stavu mezigalaktického plynu umístěného podél dráhy přijímaného světla.

Lyman-alfa čára vodíku leží (v laboratorních podmínkách) na vlnové délce 1215,668 angstromů (1,216⋅10 −7 m), což odpovídá frekvenci 2,47⋅10 15 Hz . Leží tedy v ultrafialové části elektromagnetického spektra , avšak díky své velké vzdálenosti (silný červený posuv) se posouvá do viditelné oblasti , což umožňuje jeho detekci i pozemskými pozorovacími přístroji.

Fyzika efektu

Lymanova řada se skládá z energetických hodnot potřebných k excitaci elektronu v atomu vodíku z první nejnižší úrovně do vyšších stavů nebo naopak - uvolněných, když elektron přejde na první úroveň z vyšší. Konkrétně, podle Rydbergova vzorce , energetický rozdíl mezi prvním (n=1) a druhým (n=2) excitovaným stavem odpovídá fotonu s vlnovou délkou 1216 Á . Pokud tedy světlo s vlnovou délkou 1216 Á projde shlukem neutrálních atomů vodíku, budou absorbovat fotony tohoto světla a použijí je k excitaci svých elektronů z první úrovně na druhou. A čím více takových atomů vodíku bude v cestě světla, tím větší počet fotonů s vlnovou délkou 1216 Å bude absorbován. Kvantitativně je to vyjádřeno jako pokles funkce intenzity světla detekovaného pozorovatelem na Zemi jako funkce vlnové délky.

Je však možné tímto způsobem získat informace nejen o počtu neutrálních atomů vodíku na dráze světla od určitého zdroje, ale také o jejich vzdálenosti v důsledku rozpínání Vesmíru. Pokud je zdroj fotonů dostatečně daleko, pak když nás následují, zažijí silný červený posuv , jejich vlnová délka se zvětší. Mezitím atomy vodíku také absorbují fotony, které měly zpočátku vyšší energii, ale během doby, která uplynula od jejich emise, zčervenaly na 1216 Á. Dále, pokud je zdrojem záření kvasar , pak jeho spektrum obsahuje téměř všechny možné vlnové délky, zejména, a silně výraznou Lyman-alfa emisní čáru také na 1216 Á. Protože fotony s = 1216 Å jsou absorbovány neutrálním vodíkem, lze usoudit, že v okamžiku své absorpce měl určitý foton přesně tuto vlnovou délku. Je zřejmé, že v okamžiku emise kvasarem byl menší a během doby potřebné pro průchod od absorbujícího atomu vodíku k pozorovateli na Zemi by se ještě zvýšil. Pozorujeme tedy pokles v části emisního spektra, kde je vlnová délka fotonu, který měl v okamžiku absorpce atomem vodíku na cestě z kvasaru k pozorovateli vlnovou délku 1216 Å. To lze zapsat jako , kde je pokles pozorovaného spektra, = 1216 Á, z je červený posuv absorbujícího atomu vodíku; to znamená, že pokud znáte rychlost rozpínání vesmíru , můžete přesně vypočítat, jaký rudý posuv (tj. v jaké vzdálenosti od nás) se nachází tento atom vodíku . Na základě zjištěného souboru absorpčních čar lze tedy vyvodit závěry o umístění neutrálních vodíkových mraků podél linie světla z kvasaru. $\lambda$ $\lambda _{obs}=\lambda _{rest}(1+z)$ $\lambda _{obs}$ ${\displaystyle \lambda _{rest))$

Intergalaktické prostředí obsahuje poměrně hodně neutrálního vodíku, takže pozorované spektrum kvasarů obsahuje mnoho takových absorpčních čar, nazývaných Lyman-alfa les. Hustota takových systémů je atomů na centimetr čtvereční [1] . Pokud se naopak hustota v nějaké oblasti zvýší na cm −2 , pak záření kvasaru není schopno proniknout do vnitřní oblasti takového systému, kde zůstává neutrální vodík stíněný vnější vrstvou. Historicky se takové objekty nazývají Lymanovy limitní systémy , protože odpovídají ostrému zlomu ve spektru při = 912 Å - to je energie potřebná k ionizaci atomu vodíku. Nakonec, pokud hustota vzroste na cm −2 a vyšší, pak je pozorován široký pokles spektra - Lymanovo potlačení , protože veškeré záření v této oblasti je absorbováno. Hlavní příspěvek k odpovídající části spektra pochází z "křídel" Lorentzova rozložení intenzity, které popisuje přirozené rozšíření absorpční spektrální čáry. $10^{14}-10^{16}$ $10^{17}$ ${\displaystyle \lambda _{rest))$ $10^{20}$

Gann-Petersonův efekt

Oblaka neutrálního vodíku účinně absorbují světlo o vlnových délkách od Lα (1216 Å) po Lymanovu mez, čímž ve spektru zdroje vytvářejí takzvaný „jas“. "Lα-les". Záření, zpočátku kratší než na cestě k nám, vlivem rozpínání Vesmíru , je absorbováno tam, kde je jeho vlnová délka stejná. Interakční průřez je velmi velký a výpočet ukazuje, že malý zlomek neutrálního vodíku stačí k vytvoření velké deprese ve spojitém spektru. Vzhledem k měřítku mezigalaktického média lze snadno dojít k závěru, že pokles spektra bude na poměrně širokém intervalu. Dlouhovlnná hranice tohoto intervalu je způsobena Lα a krátkovlnná hranice závisí na nejbližším červeném posuvu, pod kterým je médium ionizováno.

Gunn-Petersonův efekt je pozorován ve spektrech kvasarů s červeným posuvem z>6. Odtud se usuzuje, že epocha ionizace mezigalaktického plynu začala od z≈6.

Evoluce spekter kvasarů

Aplikace v kosmologii

Struktura vesmíru ve velkém měřítku . Mezigalaktické oblasti odpovídající lesu Lyman-alfa mají ve srovnání s galaxiemi spíše malou hmotnost, takže jejich vývoj je snazší numericky modelovat, přičemž se bere v úvahu pouze působení gravitace. Takové modelování kolapsu počátečních fluktuací hustoty pod vlivem gravitace dává výsledky, které jsou v souladu s pozorovaným spektrem kvasarů.
Temná hmota . Vzhledem k tomu, že oblasti Lyman-alfa jsou plyny padající do potenciálních vrtů tvořených nejen viditelnou, ale také temnou hmotou, umožňují tato pozorování sledovat distribuci temné hmoty ve vesmíru. Kromě toho také pomáhají uvalit omezení na vlastnosti temné hmoty: pozorovaná struktura na malých měřítcích (řádu trpasličích galaxií ) svědčí proti horké temné hmotě, která, pokud by byla přítomna ve velkém množství, by takovou strukturu vymazala a aby byla homogenní [2] .
Primární nukleosyntéza . Lyman-alfa systémy mohou obsahovat nejen běžný vodík, ale také deuterium, které vzniklo v prvních 3 minutách existence Vesmíru v průběhu primární nukleosyntézy. Může také absorbovat záření kvasarů, takže na stejném principu lze vyvodit závěry o množství deuteria a v důsledku toho [3] tak základní veličiny, jako je hustota baryonové hmoty [4] .
Kosmologická konstanta . Vzdálenost k objektu s určitým rudým posuvem je určena rychlostí rozpínání vesmíru. Na ní závisí i úhlová délka předmětu, ale podle jiného zákona. Takže můžete porovnat úhlové a radiální vzdálenosti k objektu . A když známe jejich poměr pro daný objekt z jiných úvah, lze získat informace o zákonu expanze vesmíru v různých obdobích jeho historie, zejména o kosmologické konstantě odpovědné za zrychlenou expanzi.

Poznámky

↑ Umělá hodnota získaná součinem počtu atomů na cm −3 a délky oblaku vodíku v cm a tedy významově rovna počtu atomů v objemu sloupce s výškou oblaku a průřez 1 cm −2
↑ Joel R. Primack. Temná hmota, galaxie a struktura ve velkém měřítku ve vesmíru . Přednášky prezentované na International School of Physics „Enrico Fermi“ Varenna, Itálie (1984). (neurčitý)
↑ Edward L. Wright (přeložil V. G. Misovets). Nukleosyntéza velkého třesku . Učebnice kosmologie Neda Wrighta . Získáno 3. dubna 2016. Archivováno z originálu dne 31. března 2016. (neurčitý)
↑ Balashev S.A. Mezihvězdná oblaka molekulárního vodíku v raných fázích vývoje vesmíru (2011). – Abstrakt disertační práce pro stupeň kandidáta fyzikálních a matematických věd. Získáno 3. dubna 2016. Archivováno z originálu 19. srpna 2016. (neurčitý)