ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2015, том 41, № 10, с. 583-594
ЛОКАЛЬНО-ВСПЫШЕЧНАЯ МОДЕЛЬ ФЛУКТУАЦИЙ
ТЕМПЕРАТУРЫ РЕЛИКТОВОГО ИЗЛУЧЕНИЯ: РАССЕЯНИЕ В ЛИНИЯХ ПЕРВИЧНОГО ВОДОРОДА
© 2015 г. В. К. Дубрович1*, С. И. Грачев2
'Санкт-Петербургский филиал Специальной астрофизической обсерватории РАН
2Астрономический институт им. В.В. Соболева Санкт-Петербургского государственного университета Поступила в редакцию 23.04.2015 г.
В рамках плоской модели Вселенной рассматривается распространение мгновенной вспышки изотропного излучения от момента ее возникновения на некотором красном смещении г0 до момента регистрации в современную эпоху (на г = 0). Считается, что источниками непрозрачности являются томсоновское рассеяние на свободных электронах и рассеяние в линиях первичного водорода Ha, H@, Pa и Pв, причем альбедо однократного рассеяния в линиях рассчитывается с учетом деактивации верхних уровней рассматриваемых переходов под действием фонового чернотельного излучения. Для разных г0 построены профили этих линий в спектре вспышки в современную эпоху на разных расстояниях от центра вспышки. В первом приближении эти профили не зависят от спектра и интенсивности излучения вспышки. Показано, что на достаточно большом расстоянии линии чисто абсорбционные, но с уменьшением расстояния может появляться эмиссионный компонент, усиливающийся по мере уменьшения расстояния, а абсорбционный компонент при этом ослабевает. Для линий Ha и H@ глубина абсорбции в суммарном профиле может достигать 2 х 10~4, а для линий Pa и P@ — 7 х 10~6. При этом относительная величина флуктуаций температуры лежит в пределах 10~7 —10~9. Расчеты проводились для вспышек с разными характерными начальными размерами. Для размеров, меньше некоторого значения, и при одном и том же г0 профили линий водорода практически совпадают, а при больших контраст линий уменьшается с увеличением размера вспышки.
Ключевые слова: космология, ранняя Вселенная, космологическая рекомбинация, перенос излучения, томсоновское рассеяние.
DOI: 10.7868/S0320010815100022
ВВЕДЕНИЕ
Исследования космического микроволнового фона (CMB) продолжаются. Новые результаты, полученнные миссией PLANCK (см. Адам и др., 2015a), определяют наш современный уровень знаний о спектре мощности первичных пространственных флуктуаций плотности вещества в ранней Вселенной, об особенностях динамики рекомбинации первичного вещества, о некоторых глобальных фундаментальных параметрах Вселенной и о поляризации CMB. Достигнут существенный прогресс и в спектроскопии CMB. Однако все эти важные успехи не отменяют дальнейших более детальных и глубоких исследований.
В частности, очень важным представляется спектроскопия среднего и высокого разрешения отдельных объектов — элементов карты яркости
* Электронный адрес: dubr@MD1381.spb.edu
CMB. Новым здесь является переход от исследования статистических характеристик CMB, определяемых глобальными процессами в ранней Вселенной, к поиску и изучению локальных явлений и объектов. Последние могут быть достаточно редкими событиями, практически не влияющими на среднестатистические параметры CMB, но могут нести и информацию о совершенно новых физических законах. Так, например, можно ожидать существования первичных черных дыр большой массы, новых локальных форм материи и полей (см., например, Дубрович, 2003; Грачев, Дубрович, 2011; Дубрович, Глазырин, 2012).
Кроме более или менее вероятных, но все же гипотетических объектов, в ранней Вселенной есть заведомо целый класс локальных источников, которые могут быть исследованы индивидуально. Это те самые стандартные первичные флуктуации температуры CMB, которые так тщательно сегодня
изучаются статистически. Фактически мы имеем дело с некими областями пространства, в которых по тем или иным причинам имеет место повышение или понижение температуры. Очень важно, что кроме пространственной обособленности этих областей, отклонение температуры в них еще и нестационарно. В зависимости от механизма формирования данной неоднородности характерное время ее развития и затухания может быть разным. Так, например, если флуктуация температуры CMB формируется за счет звуковых волн, то характерное время At ее жизни будет порядка периода колебания волны, т.е. при масштабе флуктуации L и скорости звука cs = с/л/З (с — скорость света), будет At ps L/cs, или At/to ~ где to — космологи-
ческое время на момент образования флуктуации, а $ — ее современный угловой размер. Для углового масштаба $ & 3' имеем At/to ~ 3.5 х 10-2. Такое время жизни можно рассматривать как вспышку. С другой стороны, через примерно такое же время в этой области знак эффекта изменится, а потом опять повторится. Тогда нужно будет считать суммарный эффект. Если же в некоторой области пространства имеет место случайная интерференция нескольких звуковых волн с разными волновыми векторами, то получившаяся флуктуация может иметь заметно большую амплитуду и меньшую вероятность повторения такого события в данной области. Реальные наблюдения дают максимальную амплитуду отклонения температуры в пятнах порядка 500 ¡K (Адам и др., 2015б). Таким образом, мы имеем фактически локально-вспышечную модель источников в ранней Вселенной в рамках стандартного сценария эволюции вещества без каких-либо экзотических дополнительных гипотез. Наблюдаемая сегодня карта температуры CMB есть сумма всех источников с учетом их пространственного и временного начального распределения и с учетом последующего рассеяния испущенных ими фотонов. Эти два фактора должны браться в произведении друг на друга. В данной работе рассчитывается переходная функция от интенсивности излучения этих источников к наблюдаемой интенсивности с учетом рассеяния фотонов на свободных электронах и в субординатных линиях водорода в пространстве между источником и наблюдателем. В первом приближении эта функция не зависит от интенсивности источника.
Существующие теоретические формулы правильно учитывают все эти эффекты для случая томсоновского рассеяния излучения на электронах. Однако в случае рассеяния в линиях имеют место некоторые дополнительные эффекты. Самым важным (и очевидным) отличием является различная зависимость эффектов рассеяния от частоты — рассеяние на электронах одинаково для всех фотонов в данном месте и в данный момент времени
независимо от их частоты, а в линиях рассеяние охватывает фотоны только в очень узком интервале частот. В расширяющейся Вселенной каждая точка пространства и момент времени определяют красное смещение (фактически наблюдаемую частоту) фотонов, испущенных в этой точке в этот момент времени. Суммирование вдоль луча зрения вкладов от разных областей пространства с учетом времени испускания фотонов в случае томсоновского рассеяния приводит к усреднению флуктуаций разных знаков. В случае рассеяния в линиях искажения фона CMB, формируемые разными слоями, будут видны сегодня на разных частотах. Таким образом, частота становится третьей координатой, по которой можно проводить анализ физики и параметров процессов эволюции.
Важным фактором является оптическая толщина по рассеянию. Рассеяние на электронах многократное, так как малость томсоновского сечения в нашем случае компенсируется относительно большими длиной пути фотона и концентрацией электронов. В субординатных линиях водорода мы имеем малую оптическую толщину, так как рассеяние происходит только на малом отрезке пути (определяемом шириной контура линии), и концентрации возбужденных атомов относительно малы. Это означает, что для рассеяния в линиях мы можем ограничиться приближением однократного рассеяния.
Более тонким и совсем неочевидным отличием является различный вклад в конечный вид спектра эффектов неконсервативности рассеяния фотонов, в частности, вклад от деактивации возбужденного уровня за счет поглощения фотонов фонового излучения или в результате столкновения с электроном или атомом. Эти эффекты учитываются введением в уравнение переноса излучения так называемого альбедо однократного рассеяния Л. Детальный учет эффектов неконсервативности рассеяния нужен, поскольку перенос излучения от этих источников в нашем случае является существенно неравновесным: ввиду малых оптических толщин в субординатных линиях ни населенности уровней, ни спектр излучения не успевают термализоваться.
В нашем случае для рассеяния на атомах водорода альбедо однократного рассеяния определяется ионизацией и радиативными переходами при поглощении фотонов CMB. Простые оценки показывают, что в этом случае Л может быть заметно меньше единицы в отличие, скажем, от рассеяния на свободном электроне с учетом обратного двойного эффекта Комптона, когда практически Л = = 1. Как будет показано ниже, это различие очень важно и существенно влияет на вид конечного спектра.
Настоящая работа является продолжением нашей предыдущей работы (Грачев, Дубрович, 2011),
посвященной расчетам эволюции поля излучения мгновенной вспышки изотропного излучения в результате томсоновского рассеяния в однородной расширяющейся и рекомбинирующей Вселенной. Теперь, наряду с томсоновским, мы учитываем рассеяние в субординатных линиях первичного водорода Иа, Ив, Pа и Рв и рассчитываем профили линий в спектре вспышки на разных расстояниях от центра вспышки и для разных моментов вспышки г0. Не учитывается поляризация излучения. Рассеяние (как томсоновское, так и в линиях) считается изотропным. Кроме того, принимается, что рассеяние в линиях происходит с полным перераспределением по частоте (ППЧ), так что функции источников в линиях не зависят от частоты. При этом предполагается также, что излучение вспышки не влияет на концентрацию электронов и на населенности уровней атомов, которые рассчитываются заранее по нашей программе динамики рекомбинации первичного водорода (Грачев, Дубрович, 1991).
В работе Рубиньо-Мартина и др. (2005) исследовалось влияние учета рассеяния в субординат-ных линиях первичного водорода на теоретический спектр мощности угловых флуктуаций интенсивности микроволнового фонового излучения. Мы же рассчитываем профили спектральных линий, возникающих в результате рассеяния излучения вне
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.