Les Lyman-alfa

Lyman-alfa-skogen (Ly α - skog) är en multipel upprepning av Lyman-alfa- absorptionslinjen i spektra av avlägsna astronomiska objekt . För mycket avlägsna föremål kan detta fenomen vara så starkt att det orsakar en signifikant minskning av intensiteten i ett visst frekvensområde; detta kallas Gunn–Peterson-effekten .

Ly α -skogen uppstår från moln av neutralt väte , genom vilka ljuset från det observerade objektet passerar. Dessa moln har olika rödförskjutningar z . Våglängderna för linjerna som varje sådant moln lägger till ett objekts spektrum beror på dess rödförskjutning. Som ett resultat bär tätheten och intensiteten av dessa linjer information om tillståndet för den intergalaktiska gasen som ligger längs vägen för det mottagna ljuset.

Lyman-alfa-linjen av väte ligger (under laboratorieförhållanden) vid en våglängd på 1215,668 ångström (1,216⋅10 −7 m), vilket motsvarar en frekvens på 2,47⋅10 15 Hz . Således ligger den i den ultravioletta delen av det elektromagnetiska spektrumet , men på grund av sitt stora avstånd (stark rödförskjutning) skiftar den till det synliga området , vilket gör det möjligt att upptäcka det även med markbaserade observationsverktyg.

Effektens fysik

Lyman-serien består av de energivärden som krävs för att excitera en elektron i en väteatom från den första lägsta nivån till högre tillstånd, eller vice versa - frigörs när en elektron passerar till den första nivån från en högre. I synnerhet, enligt Rydbergs formel , motsvarar energiskillnaden mellan det första (n=1) och andra (n=2) exciterade tillståndet en foton med en våglängd på 1216 Å . Så om ljus med en våglängd på 1216 Å passerar genom ett kluster av neutrala väteatomer, kommer de att absorbera fotoner av detta ljus och använda dem för att excitera sina elektroner från den första nivån till den andra. Och ju fler sådana väteatomer är i ljusets väg, desto fler fotoner med en våglängd på 1216 Å kommer att absorberas. Kvantitativt uttrycks detta som ett fall i intensitetsfunktionen hos ljuset som detekteras av en observatör på jorden som en funktion av våglängden.

Det är dock möjligt att få information på detta sätt inte bara om antalet neutrala väteatomer längs ljusets väg från en viss källa, utan också om deras avstånd på grund av universums expansion. Om källan till fotoner är tillräckligt långt, då de följer oss, upplever de en stark rödförskjutning , deras våglängd ökar. Samtidigt absorberar väteatomer även fotoner, som till en början hade en högre energi, men under tiden som gått sedan de släpptes ut, rodnade de till 1216 Å. Vidare, om strålningskällan är en kvasar , innehåller dess spektrum nästan alla möjliga våglängder, i synnerhet, och en starkt uttalad Lyman-alfa-emissionslinje även vid 1216 Å. Eftersom fotoner med = 1216 Å absorberas av neutralt väte, kan man dra slutsatsen att en viss foton vid absorptionsögonblicket hade exakt denna våglängd. Uppenbarligen var den mindre vid emissionsögonblicket från kvasaren, och under den tid som krävdes för passagen från den absorberande väteatomen till observatören på jorden skulle den ha ökat ännu mer. Så vi observerar ett dopp i den del av emissionsspektrumet där fotonens våglängd är, som hade en våglängd på 1216 Å vid absorptionsögonblicket av väteatomen på väg från kvasaren till observatören. Detta kan skrivas som , där är nedgången i det observerade spektrumet, = 1216 Å, z är rödförskjutningen av den absorberande väteatomen; det vill säga att känna till universums expansionshastighet , kan du beräkna exakt vilken rödförskjutning (det vill säga på vilket avstånd från oss) denna väteatom är belägen . Baserat på den detekterade uppsättningen av absorptionslinjer kan man alltså dra slutsatser om läget för neutrala vätemoln längs ljuslinjen från kvasaren. $\lambda$ $\lambda _{obs}=\lambda _{rest}(1+z)$ $\lambda _{obs}$ ${\displaystyle \lambda _{rest))$

Det intergalaktiska mediet innehåller ganska mycket neutralt väte, så det observerade spektrumet av kvasarer innehåller många sådana absorptionslinjer, kallade Lyman-alfaskogen. Densiteten för sådana system är atomer per kvadratcentimeter [1] . Om däremot densiteten ökar till cm −2 i något område , så kan kvasarstrålningen inte tränga in i det inre området av ett sådant system, där neutralt väte finns kvar, avskärmat av det yttre lagret. Historiskt kallas sådana föremål för Lyman-gränssystem , eftersom de motsvarar ett skarpt brott i spektrumet vid = 912 Å - detta är den energi som krävs för att jonisera en väteatom. Slutligen, om densiteten ökar till cm −2 och högre, observeras ett brett dopp i spektrumet - Lyman undertryckning , eftersom all strålning i denna region absorberas. Huvudbidraget till motsvarande del av spektrumet kommer från "vingarna" av Lorentz-intensitetsfördelningen, som beskriver den naturliga breddningen av absorptionsspektrallinjen. $10^{14}-10^{16}$ $10^{17}$ ${\displaystyle \lambda _{rest))$ $10^{20}$

Gann-Peterson-effekten

Moln av neutralt väte absorberar effektivt ljus vid våglängder från La (1216 Å) till Lymangränsen och bildar en så kallad "ljusstyrka" i källans spektrum. "La-skog". Strålning, initialt kortare än på vägen till oss, på grund av universums expansion , absorberas där dess våglängd är lika stor. Interaktionstvärsnittet är mycket stort och beräkningen visar att en liten del neutralt väte är tillräckligt för att skapa en stor fördjupning i det kontinuerliga spektrumet. Med tanke på omfattningen av det intergalaktiska mediet är det lätt att komma till slutsatsen att nedgången i spektrumet kommer att vara på ett ganska brett intervall. Den långa våglängdsgränsen för detta intervall beror på La, och den kortvågiga beror på närmaste rödförskjutning, under vilken mediet joniseras.

Gunn-Peterson-effekten observeras i spektra av kvasarer med en rödförskjutning på z>6. Härifrån dras slutsatsen att epok av jonisering av den intergalaktiska gasen började från z≈6.

Evolution av kvasarspektra

Tillämpningar i kosmologi

Universums struktur i stor skala . De intergalaktiska regionerna som motsvarar Lyman-alpha-skogen har en ganska liten massa jämfört med galaxer, så deras utveckling är lättare att modellera numeriskt, med hänsyn enbart till gravitationens verkan. Sådan modellering av kollapsen av initiala densitetsfluktuationer under påverkan av gravitationen ger resultat som överensstämmer med det observerade spektrumet av kvasarer.
Mörk materia . Eftersom Lyman-alfa-regionerna är gas som faller in i potentiella brunnar som inte bara bildas av synlig, utan också av mörk materia, gör sådana observationer det möjligt att spåra fördelningen av mörk materia i universum. Dessutom hjälper de också till att införa begränsningar för egenskaperna hos mörk materia: den observerade strukturen på små skalor (i storleksordningen dvärggalaxer ) vittnar mot het mörk materia, som, om den finns i stora mängder, skulle radera en sådan struktur och gör den homogen [2] .
Primär nukleosyntes . Lyman-alfa-system kan innehålla inte bara vanligt väte utan också deuterium, som bildas under de första 3 minuterna av universums existens under primär nukleosyntes. Den kan också absorbera strålningen från kvasarer, så att man enligt samma princip kan dra slutsatser om förekomsten av deuterium och, som en konsekvens [3] , en sådan fundamental storhet som tätheten av baryonmateria [4] .
Kosmologisk konstant . Avståndet till ett objekt med en viss rödförskjutning bestäms av universums expansionshastighet. Vinkellängden på ett föremål beror också på det, men enligt en annan lag. Så du kan jämföra vinkel- och radiella avstånd till ett objekt . Och genom att känna till deras förhållande för ett givet objekt från andra överväganden, kan man få information om lagen om universums expansion under olika perioder av dess historia, i synnerhet om den kosmologiska konstanten som är ansvarig för accelererad expansion.

Anteckningar

↑ Ett artificiellt värde som erhålls genom produkten av antalet atomer per cm −3 och längden på vätemolnet i cm och därmed lika i betydelse med antalet atomer i volymen av en kolumn med en höjd av molnet och en tvärsnitt på 1 cm −2
↑ Joel R. Primack. Mörk materia, galaxer och storskalig struktur i universum . Föreläsningar vid International School of Physics "Enrico Fermi" Varenna, Italien (1984). (obestämd)
↑ Edward L. Wright (översatt av V. G. Misovets). Big Bang Nukleosyntes . Ned Wrights lärobok om kosmologi . Hämtad 3 april 2016. Arkiverad från originalet 31 mars 2016. (obestämd)
↑ Balashev S.A. Interstellära moln av molekylärt väte i de tidiga stadierna av universums utveckling (2011). – Sammanfattning av avhandlingen för kandidatexamen i fysikaliska och matematiska vetenskaper. Hämtad 3 april 2016. Arkiverad från originalet 19 augusti 2016. (obestämd)