Les Lyman-alfa

Lyman-alfa-metsä (Ly α -metsä) on Lyman-alfa- absorptioviivan moninkertainen toisto kaukaisten tähtitieteellisten kohteiden spektrissä . Hyvin kaukana olevissa kohteissa tämä ilmiö voi olla niin voimakas, että se aiheuttaa merkittävän intensiteetin laskun tietyllä taajuusalueella; Tätä kutsutaan Gunn-Peterson efektiksi .

Ly α -metsä syntyy neutraalin vetypilvistä , joiden läpi havaitun kohteen valo kulkee. Nämä pilvet ovat eri punasiirtymissä z . Niiden viivojen aallonpituudet , jotka kukin tällainen pilvi lisää objektin spektriin, riippuvat sen punasiirtymästä. Tämän seurauksena näiden linjojen tiheys ja intensiteetti kuljettavat tietoa galaksien välisen kaasun tilasta, joka sijaitsee vastaanotetun valon reitillä.

Vedyn Lyman-alfa-linja sijaitsee (laboratorio-olosuhteissa) aallonpituudella 1215,668 angströmiä (1,216⋅10-7 m ), mikä vastaa taajuutta 2,47⋅1015 Hz . Siten se sijaitsee sähkömagneettisen spektrin ultraviolettiosassa , mutta suuren etäisyydensä (voimakas punasiirtymä) vuoksi siirtyy näkyvälle alueelle , mikä mahdollistaa sen havaitsemisen jopa maanpäällisillä havaintovälineillä.

Vaikutuksen fysiikka

Lyman-sarja koostuu energia-arvoista, jotka tarvitaan elektronin virittämiseen vetyatomissa ensimmäiseltä alimmalta tasolta korkeampiin tiloihin tai päinvastoin - vapautuu, kun elektroni siirtyy ensimmäiselle tasolle korkeammalta. Erityisesti Rydbergin kaavan mukaan energia-ero ensimmäisen (n=1) ja toisen (n=2) viritetyn tilan välillä vastaa fotonia, jonka aallonpituus on 1216 Å . Joten jos valo, jonka aallonpituus on 1216 Å, kulkee neutraalien vetyatomien joukon läpi, ne absorboivat tämän valon fotoneja ja käyttävät niitä elektronien virittämiseen ensimmäiseltä tasolta toiselle. Ja mitä enemmän tällaisia vetyatomeja on valon reitillä, sitä suurempi määrä fotoneja, joiden aallonpituus on 1216 Å, absorboituu. Kvantitatiivisesti tämä ilmaistaan laskuna maan päällä olevan tarkkailijan havaitseman valon intensiteettifunktiossa aallonpituuden funktiona.

Tällä tavalla on kuitenkin mahdollista saada tietoa ei vain neutraalien vetyatomien lukumäärästä valon reitillä tietystä lähteestä, vaan myös niiden etäisyydestä universumin laajenemisesta. Jos fotonien lähde on riittävän kaukana, silloin kun ne seuraavat meitä, ne kokevat voimakkaan punasiirtymän ja niiden aallonpituus kasvaa. Samaan aikaan vetyatomit absorboivat myös fotoneja, joilla oli alun perin korkeampi energia, mutta niiden emissiosta kuluneen ajan aikana ne punastuivat 1216 Å:iin. Edelleen, jos säteilyn lähde on kvasaari , niin sen spektrissä on erityisesti lähes kaikki mahdolliset aallonpituudet ja vahvasti korostunut Lyman-alfa-emissioviiva myös kohdassa 1216 Å. Koska neutraali vety absorboi fotoneja, joiden = 1216 Å, voidaan päätellä, että sen absorptiohetkellä tietyllä fotonilla oli juuri tämä aallonpituus. Ilmeisesti se oli pienempi kvasaarin emissiohetkellä, ja sinä aikana, joka tarvittiin siirtymiseen absorboivasta vetyatomista maan päällä olevaan havainnointiin, se olisi kasvanut vielä enemmän. Havaitsemme siis emissiospektrin siinä osassa, jossa fotonin aallonpituus on aallonpituus, jonka vetyatomin absorptiohetkellä aallonpituus oli 1216 Å matkalla kvasaarista havainnoijaan. Tämä voidaan kirjoittaa muodossa , missä on havaitun spektrin notkahdus, = 1216 Å, z on absorboivan vetyatomin punasiirtymä; eli kun tiedät universumin laajenemisnopeuden , voit laskea tarkalleen, minkä punasiirtymän (eli millä etäisyydellä meistä) tämä vetyatomi sijaitsee . Siten havaitun absorptioviivojen perusteella voidaan tehdä johtopäätöksiä neutraalien vetypilvien sijainnista kvasaarin valolinjalla. $\lambda$ $\lambda _{obs}=\lambda _{rest}(1+z)$ $\lambda _{obs}$ ${\displaystyle \lambda _{rest))$

Intergalaktinen väliaine sisältää melko paljon neutraalia vetyä, joten havaittu kvasaarispektri sisältää monia tällaisia absorptioviivoja, joita kutsutaan Lyman-alfa-metsäksi. Tällaisten järjestelmien tiheys on atomeja neliösenttimetriä kohti [1] . Jos toisaalta tiheys kasvaa jollain alueella cm -2 : een, niin kvasaarisäteily ei pysty tunkeutumaan tällaisen järjestelmän sisäalueelle, jossa jää neutraalia vetyä ulkokerroksen suojaamana. Historiallisesti tällaisia esineitä kutsutaan Lymanin rajajärjestelmiksi , koska ne vastaavat jyrkkää katkosta spektrissä = 912 Å - tämä on vetyatomin ionisoimiseen tarvittava energia . Lopuksi, jos tiheys kasvaa arvoon cm -2 ja korkeampi, spektrissä havaitaan laaja pudotus - Lyman-suppressio , koska kaikki säteily tällä alueella absorboituu. Suurin osa spektrin vastaavasta osasta tulee Lorentzin intensiteettijakauman "siiveistä", jotka kuvaavat absorptiospektriviivan luonnollista levenemistä. $10^{14}-10^{16}$ $10^{17}$ ${\displaystyle \lambda _{rest))$ $10^{20}$

Gann-Peterson-ilmiö

Neutraalin vedyn pilvet absorboivat tehokkaasti valoa aallonpituuksilla Lα:sta (1216 Å) Lymanin rajaan, muodostaen niin sanotun "kirkkauden" lähteen spektrissä. "Lα-metsä". Säteily, joka on alun perin lyhyempi kuin matkalla meille, universumin laajenemisen vuoksi absorboituu siellä, missä sen aallonpituus on yhtä suuri. Vuorovaikutuspoikkileikkaus on erittäin suuri ja laskelma osoittaa, että pieni osa neutraalista vetyä riittää muodostamaan suuren syvennyksen jatkuvaan spektriin. Intergalaktisen väliaineen mittakaavan huomioon ottaen on helppo päätellä, että spektrin notkahdus tulee olemaan melko laajalla aikavälillä. Tämän intervallin pitkän aallonpituuden raja johtuu Lα:sta ja lyhytaallonpituus riippuu lähimmästä punasiirtymästä, jonka alapuolella väliaine ionisoituu.

Gunn-Peterson-ilmiö havaitaan kvasaarien spektrissä, joiden punasiirtymä on z>6. Tästä päätellään, että galaktisten kaasujen ionisaatiokausi alkoi z≈6:sta.

Kvasaarien spektrien evoluutio

Sovellukset kosmologiassa

Universumin laajamittainen rakenne . Lyman-alfa-metsää vastaavien galaktisten alueiden massa on melko pieni galakseihin verrattuna, joten niiden kehitystä on helpompi mallintaa numeerisesti, kun otetaan huomioon vain painovoiman vaikutus. Tällainen alkuperäisten tiheyden vaihteluiden romahtamisen mallinnus painovoiman vaikutuksesta antaa tuloksia, jotka ovat yhdenmukaisia havaitun kvasaarispektrin kanssa.
Pimeä aine . Koska Lyman-alfa-alueet ovat kaasua, joka putoaa potentiaalisiin kaivoihin, joita ei muodosta vain näkyvä, vaan myös pimeä aine, tällaisten havaintojen avulla voidaan seurata pimeän aineen jakautumista universumissa. Lisäksi ne auttavat myös asettamaan rajoituksia pimeän aineen ominaisuuksille: pienissä mittakaavassa havaittu rakenne ( kääpiögalaksien luokkaa ) todistaa kuumaa pimeää ainetta vastaan, joka suurissa määrissä poistaisi tällaisen rakenteen ja tee siitä homogeeninen [2] .
Primaarinen nukleosynteesi . Lyman-alfa-järjestelmät voivat sisältää paitsi tavallista vetyä, myös deuteriumia, joka muodostuu maailmankaikkeuden olemassaolon 3 ensimmäisen minuutin aikana primaarisen nukleosynteesin aikana. Se voi myös absorboida kvasaarien säteilyä, joten samalla periaatteella voidaan tehdä johtopäätöksiä deuteriumin runsaudesta ja sen seurauksena [3] sellaisesta perussuuresta kuin baryonisen aineen tiheydestä [4] .
Kosmologinen vakio . Etäisyys kohteeseen, jolla on tietty punasiirtymä, määräytyy maailmankaikkeuden laajenemisnopeuden mukaan. Myös esineen kulman pituus riippuu siitä, mutta eri lain mukaan. Voit siis verrata kulma- ja säteittäisiä etäisyyksiä esineeseen . Ja kun tiedetään niiden suhde tiettyyn kohteeseen muista näkökohdista, voidaan saada tietoa maailmankaikkeuden laajenemislaista sen historian eri jaksoissa, erityisesti kosmologisesta vakiosta, joka on vastuussa kiihtyneestä laajenemisesta.

Muistiinpanot

↑ Keinotekoinen arvo, joka saadaan tulolla atomien lukumäärä per cm −3 ja vetypilven pituus senttimetreinä ja on siten yhtä suuri kuin atomien lukumäärä pilven korkeudella ja pylvään tilavuudessa. poikkileikkaus 1 cm −2
↑ Joel R. Primack. Pimeä aine, galaksit ja suuren mittakaavan rakenne universumissa . Luennot International School of Physics “Enrico Fermi” Varennassa, Italiassa (1984). (määrätön)
↑ Edward L. Wright (kääntäjä V. G. Misovets). Big Bang Nukleosynteesi . Ned Wrightin kosmologian oppikirja . Haettu 3. huhtikuuta 2016. Arkistoitu alkuperäisestä 31. maaliskuuta 2016. (määrätön)
↑ Balashev S.A. Tähtienväliset molekyylivedyn pilvet maailmankaikkeuden evoluution alkuvaiheessa (2011). – Fysikaalisten ja matemaattisten tieteiden kandidaatin tutkinnon väitöskirjan tiivistelmä. Haettu 3. huhtikuuta 2016. Arkistoitu alkuperäisestä 19. elokuuta 2016. (määrätön)