§ 7. Излучение межгалактического газа и его плотность

Во введении было указано на практически полное отсутствие нейтрального газа в межгалактической среде и на трудность исследования излучения горячего ионизованного межгалактического газа. Полное излучение такого газа в расчете на один электрон как функция температуры дается на рис. 40. Одна кривая соответствует чистому водороду, другая - 70% Н и 30% Не.

Рис. 40. Зависимость излучения энергии гелиево-водородной плазмой от температуры. По оси ординат отложено излучение энергии плазмой, содержащей 30% Не по весу

Характерный максимум при возникает главным образом из-за эмиссии линий водорода, максимум при возникает из-за эмиссии линии Не При температуре более высокой, чем этот максимум, большая часть энергии излучается тормозным механизмом со спектром который приближенно описывается выражением

При других плотностях излучение меняется пропорционально Подробные вычисления были проделаны Гоулдом, Рамсеем (1966), Вейманом (1967), Дорошкевичем, Сюняевым (1969).

Используем наблюдения далеких квазаров для того, чтобы оценить возможное количество нейтрального водорода в межгалактическом газе. Если бы нейтральный водород присутствовал в заметных количествах, то он давал бы поглощение в спектрах квазаров, соответствующее линии Так как поглощающие атомы расположены на всем пути от квазара к нам и имеют поэтому разную хаббловскую скорость удаления, то из-за эффекта Доплера линия поглощения в спектре растягивается в полосу. Достаточно иметь плотность нейтральных атомов чтобы квазары с образовали полосу поглощения с ослаблением непрерывного спектра в несколько раз. Отсутствие подобных полос в спектрах квазаров дает верхний предел на и если считать, что межгалактического газа много, то надо предполагать, что он имеет высокую температуру и поэтому ионизован.

Температура газа при должна быть высокой; чтобы объяснить отсутствие нейтрального водорода, необходимо, чтобы [Ганн, Петерсон (1965)]. Рассмотрим энергетический баланс. При охлаждение происходит главным образом из-за адиабатического расширения, следовательно, даже без нового выделения энергии

На рис. 41 показано, какой процесс дает главный вклад в охлаждение газа в зависимости от

С температурой, вычисленной выше, поток, образующийся в газе и падающий на Галактику, дается на рис. 42. Вычисления сделаны Дорошкевичем и Сюняевым (1969), см. Лонгейр и Сюняев (1971). Измерения Роуча и Смита (1968), сделанные в оптическом диапазоне, дают верхний предел на межгалактический фон . Он включает в себя фон от нашей Галактики и Солнечной системы (зодиакальный свет). Но даже если этот фон устранить, то фон от далеких галактик

(кликните для просмотра скана)

неразличимых в лучшие телескопы, все-таки даст много больше, чем межгалактический газ.

Следовательно, измерения должны быть сделаны не в оптическом, а в ультрафиолетовом диапазоне, где спектр звезд намного слабее. Для этого нужно вывести приемник за пределы атмосферы, что и сделал Курт; см. Курт, Сюняев (1967а, б; 1970). Измерения Курта были сделаны в интервале 1225—1350 А при помощи счетчиков на спутнике. В этом диапазоне фон много слабее. Эта область спектра пропускается нейтральным водородом нашей Галактики. Эксперимент был выполнен с помощью ионизационных счетчиков без антисовпадений, поэтому космические лучи давали вклад в фон. Результат для ультрафиолетового потока [Курт, Сюняев (1967а,б; 1970)], что соответствует Результат не очень значительный, но этот метод можно улучшить. Косвенный подход [Сюняев (19696)] дает более определенные результаты.

Дело в том, что наблюдение излучения атомарного водорода с длиной волны 21 см дает распределение нейтрального водорода внутри и вокруг галактик, включая и нашу. Известно, что гало часто простирается далеко от центра галактики и имеет очень малую плотность . В некоторых случаях имеются мосты между соседними галактиками, также тонкие и разреженные. Сюняев отметил, что такой нейтральный водород очень чувствителен к ионизации ультрафиолетовым излучением . Поток излучения должен быть достаточно слабым; для того чтобы установить верхнюю границу потока, нужно потребовать время существования водородного гало и облаков не меньше чем 107 лет, что дает при

Вместе с вычислениями излучения межгалактического газа это дает строгий предел на плотность межгалактического газа 0,3-0,2 (0,3 для чистого Н, для 70% Н и 30% Не).

Этот результат служил сильным аргументом в пользу открытой модели Вселенной. Другие слагаемые плотности (галактики, излучение, нейтрино и другие слабовзаимодействующие частицы) дают вклад гораздо меньше единицы. Именно горячий, полностью ионизованный межгалактический газ (точнее, газ между скоплениями галактик) труднее всего поддается наблюдению.

Однако намечающееся снижение постоянной Хаббла, к сожалению, делает этот результат менее определенным. При данном плотность пропорциональна тормозное излучение единицы объема эффективная длина, с которой приходит излучение, порядка Окончательно при заданной температуре излучение пропорционально значит, при данной измеренной величине излучения величина Снижение в два раза — до приводит к увеличению в три раза, т. е. до 0,9 для чистого водорода или 0,6

для . Напомним, что мы имеем дело с верхними пределами; уточнение наблюдений и теории может снизить эти величины. Однако сегодня отличие 0,6 от для того, чтобы уверенно делать выводы об открытой модели Вселенной. В этой связи отсылаем читателя к косвенным соображениям, связанным с рождением галактик и возмущениями однородности Вселенной (§ 6 гл. 9).

Вернемся к излучению газа. Рассмотрим газ, находящийся внутри скоплений галактик. Этот газ, по-видимому, гравитационно связан и лишь медленно и незначительно вытекает в пространство между скоплениями. К тому же аккреция компенсирует отток газа.

Обозначим через плотность газа скоплений галактик, деленную на общий объем пространства, приходящийся на каждое скопление.

Измерения на 21 см показывают, что нейтральный водород в скоплениях практически отсутствует; в скоплениях соответствует средней т. е.

Обратимся к вопросу об ионизованном газе в скоплениях. Объем внутри скопления, деленный на полный объем пространства Вселенной, приходящийся на одно скопление, обозначим через а. По-видимому, приблизительно Действительная плотность газа в скоплениях Излучение пропорционально квадрату плотности ионизованного газа и занимаемому им объему,

Следовательно, общая плотность ионизованного газа, оцененная по его излучению, даже меньше, если газ сконцентрирован в скоплениях, чем если бы он был однородно распределен.

Возвращаясь к межгалактическому газу, мы должны рассмотреть случай, когда температура выше чем В этом случае излучение в видимой области и ультрафиолете уменьшается но комптоновские потери на реликтовом излучении и рентгеновское излучение увеличиваются.

Измерение рентгеновского фона дает на [Бойер, Филд, Мах (1968), Генри и др. (1968), Баннер и др. (1969)]. Легко показать, что температура газа выше чем противоречит этим экспериментам. Чтобы быть точным, коэффициент дается для при меньших температура может быть несколько выше. Зависимость оказывается слабой: для больших значит, для данного температура зависит логарифмически от

Наблюдения со спутника «Ухуру» привели к обнаружению мощного рентгеновского излучения от ряда скоплений галактик. Спектр рентгеновского излучения, по-видимому, свидетельствует о том, что оно рождается в оптически тонком горячем газе. Так, например,

рентгеновские наблюдения скопления галактик лучше всего объясняются присутствием в этом скоплении горячего, межгалактического газа с плотностью порядка При этом полная масса газа в скоплении превышает суммарную массу галактик, входящих в скопление, но в несколько раз меньше вириальной, т. е. недостаточна для стабилизации скопления. Дисперсия скоростей галактик в этом скоплении составляет Отметим, что это значение соответствует наблюдаемой температуре газа в скоплении Следовательно, можно представить себе, что движение газа со скоростью галактик в общем гравитационном поле скопления при столкновении газовых облаков как раз и дает наблюдаемую температуру.

Отметим также, что в радиодиапазоне излучение горячего газа очень мало. Гораздо более сильны комптоновские искажения спектра реликтового излучения при взаимодействии его с горячим газом в скоплении. Средняя энергия фотонов при этом повышается, рэлей-джинсовская температура излучения падает. Соответственно при наблюдениях в сантиметровом диапазоне длин волн реликтовое излучение в направлении на скопление галактик с горячим газом должно иметь яркостную температуру ниже, чем в других направлениях:

где I — размер скопления [Сюняев, Зельдович (1970а; 19726)]. По-видимому, этот эффект наблюден Парийским (1972).