Les Lyman-alfa

A Lyman-alfa erdő (Ly α -erdő) a Lyman-alfa abszorpciós vonal többszörös ismétlődése a távoli csillagászati objektumok spektrumában . Nagyon távoli objektumok esetén ez a jelenség olyan erős lehet, hogy egy bizonyos frekvenciatartományban jelentős intenzitáscsökkenést okoz; ezt nevezik Gunn–Peterson-effektusnak .

A Ly α -erdő semleges hidrogénfelhőkből származik , amelyeken keresztül a megfigyelt objektum fénye áthalad. Ezek a felhők különböző vöröseltolódásban vannak z . Azon vonalak hullámhossza , amelyeket minden ilyen felhő hozzáad egy objektum spektrumához, annak vöröseltolódásától függ. Ennek eredményeként ezen vonalak sűrűsége és intenzitása információkat hordoz a kapott fény útja mentén elhelyezkedő intergalaktikus gáz állapotáról.

A hidrogén Lyman-alfa vonala (laboratóriumi körülmények között) 1215,668 angström (1,216⋅10-7 m ) hullámhosszon fekszik, ami 2,47⋅10 15 Hz frekvenciának felel meg . Így az elektromágneses spektrum ultraibolya részén helyezkedik el , azonban nagy távolsága (erős vöröseltolódás) miatt a látható tartományba tolódik el , így akár földi megfigyelőeszközökkel is kimutatható.

A hatás fizikája

A Lyman sorozat azokból az energiaértékekből áll, amelyek szükségesek ahhoz, hogy egy elektront a hidrogénatomban az első legalacsonyabb szintről magasabb állapotokba gerjeszthessenek, vagy fordítva - felszabadulnak, amikor egy elektron átjut az első szintre egy magasabb szintről. A Rydberg-képlet szerint az első (n=1) és a második (n=2) gerjesztett állapot közötti energiakülönbség egy 1216 Å hullámhosszú fotonnak felel meg . Tehát ha az 1216 Å hullámhosszú fény áthalad semleges hidrogénatomok halmazán, akkor elnyelik ennek a fénynek a fotonjait, és ezek segítségével gerjesztik elektronjaikat az első szintről a másodikra. És minél több ilyen hidrogénatom van a fény útján, annál több 1216 Å hullámhosszú foton nyelődik el. Kvantitatívan ez a Földön észlelt fény intenzitásfüggvényének a hullámhossz függvényében történő csökkenéseként fejeződik ki.

Ilyen módon azonban nemcsak arról lehet információt szerezni, hogy egy bizonyos forrásból származó fény útja mentén hány semleges hidrogénatom van, hanem az Univerzum tágulása miatti távolságukról is. Ha a fotonok forrása elég messze van, akkor a követésünk során erős vöröseltolódást tapasztalnak , hullámhosszuk megnő. Eközben a hidrogénatomok fotonokat is elnyelnek, amelyek kezdetben nagyobb energiájúak voltak, de a kibocsátásuk óta eltelt idő alatt 1216 Å-re vörösödtek. Továbbá, ha a sugárzás forrása egy kvazár , akkor annak spektruma szinte minden lehetséges hullámhosszt tartalmaz, különösen, és egy erősen kifejezett Lyman-alfa emissziós vonalat is 1216 Å-nél. Mivel az = 1216 Å fotonokat a semleges hidrogén nyeli el, megállapítható, hogy az abszorpció pillanatában egy bizonyos foton pontosan ilyen hullámhosszú volt. Nyilvánvalóan kisebb volt a kvazár kibocsátásának pillanatában, és az elnyelő hidrogénatomtól a földi megfigyelőig való áthaladáshoz szükséges idő alatt még tovább nőtt volna. Tehát az emissziós spektrum azon részén, ahol a foton hullámhossza van, zuhanást észlelünk, amelynek hullámhossza 1216 Å volt a hidrogénatom általi abszorpció pillanatában a kvazártól a megfigyelő felé vezető úton. Ez így írható fel , ahol a megfigyelt spektrum süllyedése, = 1216 Å, z az elnyelő hidrogénatom vöröseltolódása; vagyis az Univerzum tágulási sebességének ismeretében pontosan kiszámíthatja, hogy ez a hidrogénatom milyen vöröseltolódásban (vagyis tőlünk milyen távolságra) található . A detektált abszorpciós vonalak alapján tehát következtetéseket vonhatunk le a semleges hidrogénfelhők elhelyezkedéséről a kvazár fényvonala mentén. $\lambda$ $\lambda _{obs}=\lambda _{rest}(1+z)$ $\lambda _{obs}$ ${\displaystyle \lambda _{rest))$

Az intergalaktikus közeg meglehetősen sok semleges hidrogént tartalmaz, így a kvazárok megfigyelt spektruma sok ilyen abszorpciós vonalat tartalmaz, amelyeket Lyman-alfa erdőnek neveznek. Az ilyen rendszerek sűrűsége atom per négyzetcentiméter [1] . Ha viszont a sűrűség valamilyen területen cm -2 -re nő , akkor a kvazársugárzás nem tud behatolni egy ilyen rendszer belső tartományába, ahol a külső réteg által árnyékolva semleges hidrogén marad. Történelmileg az ilyen objektumokat Lyman határrendszereknek nevezték , mivel a spektrum éles törésének felelnek meg = 912 Å - ez az az energia, amely egy hidrogénatom ionizálásához szükséges. Végül, ha a sűrűség cm -2 -re vagy magasabbra növekszik, akkor a spektrumban széles csökkenés figyelhető meg - Lyman-szuppresszió , mivel ebben a régióban minden sugárzás elnyelődik. A spektrum megfelelő részéhez a fő hozzájárulás a Lorentz-intenzitás-eloszlás "szárnyaiból" származik, amely az abszorpciós spektrumvonal természetes kiszélesedését írja le. $10^{14}-10^{16}$ $10^{17}$ ${\displaystyle \lambda _{rest))$ $10^{20}$

A Gann-Peterson effektus

A semleges hidrogénfelhők az Lα-tól (1216 Å) a Lyman-határig terjedő hullámhosszon nyelték el a fényt, úgynevezett „fényességet” képezve a forrás spektrumában. "Lα-erdő". Az Univerzum tágulása miatt kezdetben rövidebb sugárzás, mint a hozzánk vezető úton , ott nyelődik el, ahol a hullámhossza egyenlő. A kölcsönhatás keresztmetszete nagyon nagy, és a számítások azt mutatják, hogy a semleges hidrogén kis része elegendő ahhoz, hogy a folytonos spektrumban nagy mélyedést hozzon létre. Figyelembe véve az intergalaktikus közeg léptékét, könnyen arra a következtetésre juthatunk, hogy a spektrum zuhanása meglehetősen széles intervallumon lesz. Ennek az intervallumnak a hosszú hullámhossz határa Lα, a rövid hullámhossz pedig a legközelebbi vöröseltolódástól függ, amely alatt a közeg ionizálódik.

A Gunn-Peterson effektust a z>6 vöröseltolódású kvazárok spektrumában figyeljük meg. Ebből arra következtethetünk, hogy az intergalaktikus gáz ionizációs korszaka z≈6-tól kezdődött.

A kvazárok spektrumának evolúciója

Alkalmazások a kozmológiában

Az Univerzum nagy léptékű szerkezete . A Lyman-alfa-erdőnek megfelelő intergalaktikus régiók a galaxisokhoz képest meglehetősen kis tömegűek, így evolúciójuk könnyebben modellezhető numerikusan, csak a gravitáció hatását figyelembe véve. A kezdeti sűrűség-ingadozások gravitáció hatására bekövetkező összeomlásának ilyen modellezése olyan eredményeket ad, amelyek összhangban vannak a kvazárok megfigyelt spektrumával.
Sötét anyag . Mivel a Lyman-alfa régiók nem csak a látható, hanem a sötét anyag által alkotott potenciálkutakba hulló gázok, az ilyen megfigyelések lehetővé teszik a sötét anyag eloszlásának nyomon követését az Univerzumban. Ezen túlmenően a sötét anyag tulajdonságainak korlátozását is elősegítik: a kis léptékű ( törpe galaxisok rendjébe tartozó ) megfigyelt szerkezet a forró sötét anyag ellen tanúskodik, amely nagy mennyiségben jelenléte eltüntetné az ilyen szerkezetet, ill. homogénné tegye [2] .
Elsődleges nukleoszintézis . A Lyman-alfa rendszerek nemcsak közönséges hidrogént tartalmazhatnak, hanem deutériumot is, amely az Univerzum létezésének első 3 percében keletkezik az elsődleges nukleoszintézis során. A kvazárok sugárzását is elnyeli, így ugyanezen elv alapján következtetéseket vonhatunk le a deutérium bőségére, és ennek következtében [3] olyan alapvető mennyiségre, mint a barionos anyag sűrűsége [4] .
Kozmológiai állandó . Egy bizonyos vöröseltolódású objektum távolságát az Univerzum tágulási sebessége határozza meg. Egy tárgy szöghossza is attól függ, de más törvény szerint. Így összehasonlíthatja egy objektum szög- és sugárirányú távolságát . És más megfontolások alapján ismerve ezek arányát egy adott objektumhoz, információt kaphatunk az Univerzum tágulásának törvényéről a történelem különböző időszakaiban, különösen a felgyorsult tágulásért felelős kozmológiai állandóról.

Jegyzetek

↑ Mesterséges érték, amelyet a cm - 3 -enkénti atomok számának és a hidrogénfelhő cm-ben mért hosszának szorzatából kapunk, és így jelentése megegyezik egy oszlop térfogatában lévő atomok számával a felhő magasságával és egy keresztmetszete 1 cm −2
↑ Joel R. Primack. Sötét anyag, galaxisok és nagy léptékű szerkezetek az Univerzumban . Előadások az „Enrico Fermi” Nemzetközi Fizikai Iskolában, Varennában, Olaszországban (1984). (határozatlan)
↑ Edward L. Wright (ford. V. G. Misovets). Ősrobbanás nukleoszintézis . Ned Wright kozmológiai tankönyve . Letöltve: 2016. április 3. Az eredetiből archiválva : 2016. március 31. (határozatlan)
↑ Balasev S.A. A molekuláris hidrogén csillagközi felhői az Univerzum fejlődésének korai szakaszában (2011). – A fizikai és matematikai tudományok kandidátusi fokozatát megcélzó disszertáció kivonata. Letöltve: 2016. április 3. Az eredetiből archiválva : 2016. augusztus 19. (határozatlan)