Гравитация и космология. Принципы и приложения общей теории относительности - Вейнберг С.
Скачать (прямая ссылка):
фон в предположении, что недостающая масса состоит из H и He4 (10% по числу атомов), внезапно нагретых до начальной температуры T0 (между IO4 и IO10 К) в период, когда фактор R был где-то между RJ2 и R0IiO, и затем остывавших адиабатически по закону T ~ R~2. Соответствующий спектр быстро спадает при hv > kTо, и если учесть, что межзвездная среда в Галактике непрозрачна для мягких рентгеновских лучей с Av< 0,1 кэВ, то рентгеновский фон, создаваемый межгалактической средой, может быть наблюдаемым лишь при условии, что начальная температура T0 была выше IO6 К.
Действительно, ракетные наблюдения (подытоженные недавно Бречером и Бзрбиджем [80]) свидетельствуют о существовании диффузного фона рентгеновских и у-лучей по меньшей мере в диапазоне от 250 эВ до 100 МэВ. Этот фон в высшей степени изотропен [81], что позволяет предполагать внегалактическое происхождение хотя бы части его. Однако до последнего времени рентгеновский фон, вообще говоря, не рассматривался как возможное свидетельство того, что недостающая масса состоит из ионизованного межгалактического водорода. В частности, это было вызвано тем, что оценки интенсивности рентгеновского излучения были ниже, чем в настоящее время, и вместе с тем Филд и Генри [79] брали несколько большее значение для постоянной Хаббла и, следовательно, для плотности недостающей массы. Поэтому было трудно построить такую температурную историю межгалактической среды, при которой температура была бы достаточно высокой для согласия с вышеприведенными результатами по поглощению линий а Лаймана и по поглощению и излучению на длине волны 21 см, но в то же время и достаточно низкой для того, чтобы не возникало мягкого рентгеновского излучения, большего, чем наблюдалось. К тому же после открытия космического микроволнового фона оказалось возможным объяснить рентгеновский фон обратным комптон-эффектом (см. конец следующего парагра-фа).
Недавно Коусик и Кобетич [82, 83] вновь рассмотрели вопрос о происхождении космического рентгеновского фона. Они нашли, что рентгеновский спектр ниже 1 кэВ можно приписать обратному комптон-эффекту, а выше 100 кэВ он согласуется с ожидаемым ^-излучением белых карликов. Однако от 1 до 100 кэВ рентгеновский спектр имеет избыточный «излом», который грубо может быть описан следующим потоком в единичном интервале энергии:
! E \
Физб (E) та 3 кэВ • см"2. стер"1 • с-1 • кэВ"1 • ехр ( — зр кэВ ) .
Именно такого спектра следует ожидать для тормозного излучения межгалактического водорода при эффективной температуре ¦538
Гл. 15. Космология; эталонная модель
3,3 -IO8 К и интегральной плотности квадрата числа ионов j Ti2iCis
порядка IO17 см-5. Такая среда могла бы восполнить недостающую массу, особенно если H0 имеет значение, близкое к 50 км/(с-Мпс), т. е. несколько ниже, чем принято считать. Однако Филд [79] указывает, что избыток рентгеновского фона может быть создан также «сгустками» вещества, такими, как ионизованный газ внутри скоплений галактик [25] (§ 3 этой главы). В таком случае требующаяся средняя плотность уменьшается в число раз, равное отношению среднеквадратичной массы к средней, и становится ниже критической плотности ркр.
Приведем некоторые соображения, подсказанные последними исследованиями ([84—90] и др.) температурной истории межгалактической среды. Риз [91] выдвинул интересное предположение о том, что межгалактическая среда стала ионизованной в момент времени, соответствующий некоторому критическому красному смещению zKp, причем 2 < zKP < 3. В этом случае поглощение света нейтральным водородом на лаймановских a-, ?-, . . .-линиях и в лаймановском континууме снизило бы светимость квазаров, имеющих z > zKp, в частности, в голубой области спектра. Тогда заметное отсутствие квазаров с z > 3 могло бы быть объяснено эффектом селекции, если идентифицировать квазары на паломарских обзорных фотографиях, как обычно, по их голубому цвету. Если быстрый рост плотности квазаров с ростом .г, обнаруженный Шмидтом [40] (§ 3 гл. 15), действительно продолжается за значениями z = 2, то эти квазары могут дать количество энергии, вполне достаточное для ионизации межгалактического водорода при Z = zKp. С другой стороны, возможно, что при Z -— zKp происходит образование квазаров и именно при этом процессе ионизуется межгалактическая среда. Так или иначе, весьма похоже, что с космической лестницей расстояний происходит нечто особенное при Z a; 3.
Влияние ионизованного межгалактического водорода на распространение световых сигналов может быть вычислено без детальных предположений о температуре плазмы. Пока hv и кТ много меньше 1 МэВ, происходит главным образом изотропное упругое рассеяние, причем сечение, отнесенное к одному электрону, равно Or = 0,6652-Ю-24 см2 (томсоновское сечение). Оптическая толща вычисляется тогда по формуле (15.4.11) без первого члена и с коэффициентом рассеяния, равным
2 (v, t) = атпе (t), (15.4.38)
где пе — плотность электронов, равная плотности протонов. Предположим, что вся недостающая масса состоит из ионизован- § 4. Излучение и поглощение в межгалактическом пространстве 539'
