3.2 Наблюдаемые спектры космологических объектов

Безграничное пространство, однородно заполненное обычной материей, не может быть стационарным. Это утверждение строго следует из теории тяготения. Стационарность Вселенной можно теоретически допустить только при дополнительных предположениях о более сложном характере гравитационного взаимодействия.

Нестационарность Вселенной впервые была обнаружена Э. Хабблом в 1929г. по наблюдению красного смещения в спектрах галактик с известным расстоянием. Чем дальше галактика, тем больше в среднем скорость ее удаления - Вселенная удаляется по закону:

, (86)

Где Н₀ - постоянная Хаббла, Н₀ = ,

v - скорость удаления галактик.

Рисунок 7 - Зависимость скоростей удаления галактик от расстояния

Величина, обратная постоянной Хаббла, хаббловское время:

. (87)

Эта величина определяет возраст Вселенной. Умножив значение этой величины на скорость света, получим хаббловский радиус:

. (88)

Параметр Хаббла - величина, зависящая от времени, и может быть произвольным действительным числом. Параметр определяет наклон касательной к функции T(x₄) в точке. Конкретный вид этой функции определяется всеми видами материи, заполняющей Метагалактику, и находится из решения динамических уравнений тяготения. Параметр, определяющий вторую производную по времени от Т(х₄) - есть параметр замедления q. В зависимости от знака этого параметра мы можем наблюдать либо ускорение, любо расширение с замедлением. Если q=const, то параметр замедления связан с параметром Хаббла:

. (89)

Все тела движутся в результате наличия локальных градиентов гравитационного потенциал, вызванного неоднородностями внутри крупномасштабных ячеек. Поэтому необходимо ввести понятие пекулярных скоростей относительно сопутствующей космической системы отсчёта. Наблюдаемые значения скоростей v_p могут достигать нескольких сотен - тысяч км/с. Но чем дальше находятся друг от друга галактики, тем менее значимы их относительные пекулярные скорости по сравнению со скоростями хаббловского расширения. Относительный вклад пекулярных движений галактик все время уменьшается на фоне хаббловского расширения.

Важным является вопрос о том, насколько точно красные смещения галактик следуют закону Хаббла. Ведь даже на одинаковом расстоянии от наблюдателя скорости галактик могут существенно отличаться, а это приводит к дисперсии точек на хаббловской диаграмме. Внутри них закон Хаббла не действует. Если рассматривать диаграмму по одиночным галактикам, то дисперсия окажется довольно малой. Космологическое расширение начинает четко прослеживаться на расстояниях уже несколько Мпк. Столь низкая дисперсия скоростей свидетельствует о том, что отдельные неоднородности и плотности слабо влияют на динамику расширения Вселенной за приделами этих систем. Объяснение этому явлению найдено в рамках гипотезы существования однородно распределенной темной энергии [29].

Основная информация от космических объектов получается путем наблюдения электромагнитного излучения. В однородных космологических моделях закон Хаббла является простым следствием метрики Фридмана - Робертсона - Уокера:

, (90)

где с - скорость света

dR² - безразмерный элемент длинны, описывающий геометрические свойства пространства.

Пусть свет распространяется вдоль координаты . Тогда элемент метрики есть просто:

, (91)

Функция f(r_e) характеризует радиальную координату источника излучения. Так как масштабный фактор за промежуток времени изменяется мало, то можно через него определить красное смещение:

. (92)

Длина волны излучения увеличивается при расширении, соответственно энергия фотона уменьшается при расширении. Интерпретируя красное смещение как эффект Доплера, хаббловскую зависимость z можно выразить как:

. (93)

Таким образом, наблюдаемой величиной в космологии является красное смещение линий в спектрах далеких объектов. Масштабный фактор на красном смещении связан с масштабным фактором наблюдателя соответствующим соотношением:

. (94)

Измерения анизотропии реликтового излучения указывают на то, что рекомбинация водорода произошла на красных смещениях z ~ 1100. Флуктуации в температуре и темной материи обусловили величину возмущений плотности в барионной компоненте. Предполагается, что поле возмущений плотности подчиняется гауссовой статистике. Такой вывод следует из современной теории инфляции. Преимущество такого описания поведения случайного поля является в том, что его свойства полностью определяются спектром, в котором нет доминирующего масштаба. Естественной характеристикой возмущения является величина среднеквадратичного отклонения внутри заданной массы М. Наблюдения крупномасштабного распределения галактик и измерения температуры реликтового излучения позволяют получить ограничение на величину параметра а в эпоху рекомбинации. Хотя эти оценки неточны, общее заключение подтверждается существующими данными: начальные флуктуации плотности являются убывающей функцией масштаба, что, свойственно для моделей Вселенной с холодной темной материей. Начальный энергетический спектр с n= 1 на больших масштабах не изменится, а на малых преобразуется в n = -3.

Таким образом, в эпоху формирования структуры величина флуктуаций убывала с массой М, то есть, чем больше плотность в заданной области, тем раньше она сжимается. Современная структура во Вселенной образовалась в результате скручивания "снизу-вверх": меньшие объекты появились первыми, а далее в результате столкновений формировались большие.

Отделение барионного вещества от излучения произошло почти сразу после рекомбинации. Далее в расширяющейся Вселенной за счет гравитационной неустойчивости начинается рост возмущений плотности. Формально, при учете только гравитационных сил сферическое однородное возмущение сожмется в точку. Более точное автомодельное решение для коллапса сферического неоднородного облака или гало из смеси барионной и взаимодействующей только гравитационно темной материи приводит к тому, что в какой-то момент центральная область возмущения отделяется от общего фона и начинает эволюционировать независимо от остальной Вселенной. Темная материя образует равновесную конфигурацию, то есть вириализуется, в процессе бурной релаксации, в отличие от барионов, кинетическая энергия которых переходит в тепловую в результате возникновения ударных волн, что увеличивает их температуру до некоторого вириального значения. Постепенно барионы сжимаются, и образуется обратная ударная волна, устанавливается аккреция на центральную часть облака, приводящая в формированию стационарного вириалыюго объекта с профиле.

Эта простая картина нарушается, когда становятся существенными эффекты радиационных потерь энергии барионами. В ранней Вселенной газ состоит из первичного вещества: водорода, гелия и незначительного количества более тяжелых элементов. Основными механизмами его охлаждения являются: излучение в линиях нейтральных атомов, потери энергии при свободно-свободном рассеянии электронов и их комптоновском взаимодействии с фотонами реликтового излучения. Охлаждение на нейтральном водороде является эффективным только при высоких температурах, Т > 104 К. Такой процесс будет существенным только для гало с вириальной температурой выше 104 К, что соответствует массам При более низких температурах охлаждение наиболее значительно в линиях молекулярного водорода, следовательно, необходимо тщательно учитывать все возможные процессы, приводящие к образованию молекул Н₂. Дальнейшая эволюция объекта зависит от того, насколько быстро и эффективно могут охлаждаться барионы. Скорость охлаждения обратно пропорциональна массе, то есть маломассивные гало неспособны терять энергию. Можно найти некоторое характерное значение массы, Mc(z), такое что более массивные объекты будут терять энергию быстро. Определение этой величины, конечно, требует многокомпонентного трехмерного моделирования, включающего динамику темной и барионной материи, а также неравновесную химическую кинетику, что требует огромных вычислительных ресурсов. Однако, задачу нахождения этого предельного значения можно решить в рамках упрощенной модели. Согласно расчетам, приведенным в работе, минимальная масса составляет 106М_? и первые объекты образуются на красных смещениях z ~ 30 (для CDM модели). Критерием их формирования является способность газа в гало охладиться значительно быстрее, чем за локальное хаббловское время. В холодном и плотном газе значение массы Джинса может оказаться достаточно малым, и тогда гравитационно неустойчивая область может сформировать уже барионные объекты звездных масс [31].

Таким образом, последние исследования далеких галактик и квазаров на красных смещениях ~ 6.5, обнаружение эффекта Гана-Петерсона, а также отождествление линий металлов в спектрах областей Lya-леса на z ~ 3 -- 5 привлекли внимание к процессам рождения звезд, звездных скоплений и галактик в ранней Вселенной. Значительный прогресс в понимании физических процессов в эту эпоху развития Вселенной связан в основном с успехами наблюдательной астрономии, которые в свою очередь обусловлены введением в строй больших наземных телескопов нового поколения (Keck, VLT, Subaru, Gemini) и успешным осуществлением космических программ (СОВЕ, HST, Chandra, WMAP и других). В ближайшем будущем ожидается реализация еще больших инструментов как наземных: Euro50, OWL, SKA, LOFAR, так и космических: JWST, First, Planck, GLAST. Чувствительность этих телескопов будет достаточной для изучения первых стадий эволюции звезд и галактик, поэтому актуальной задачей является детальное исследование ожидаемых свойств таких объектов и их возможных наблюдательных проявлений.

Лайман-альфа лес (Lyб-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).

Lyб-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.

Суть эффекта такова. Облака нейтрального водорода эффективно поглощают свет на длинах волн от Lб(1216 Е) до лаймановского предела, образуя в спектре источника т.н. "Lб-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 Lб, 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.

Рисунок 8 - Спектр квазара HE 0940-1050 (спектрограф UVES, ESO-VLT, 2013)