Желоб Ганна – Петерсона - Gunn–Peterson trough

В астрономическая спектроскопия, то Желоб Ганна – Петерсона это особенность спектры из квазары из-за наличия нейтральных водород в Межгалактическая среда (IGM). Желоб характеризуется подавлением электромагнитное излучение от квазара на длинах волн меньше, чем у Лайман-альфа линия на красное смещение излучаемого света. Этот эффект был первоначально предсказан в 1965 г. Джеймс Э. Ганн и Брюс Петерсон.[1]

Первое обнаружение

В течение более трех десятилетий после предсказания не было найдено объектов, достаточно далеких, чтобы показать впадину Ганна – Петерсона. Лишь в 2001 году был открыт квазар с красным смещением. z = 6.28 Роберт Беккер и другие[2] используя данные из Sloan Digital Sky Survey, что желоб Ганна – Петерсона наконец был обнаружен. В статью также были включены квазары на красных смещениях z = 5,82 и z = 5,99, и, хотя каждый из них демонстрировал поглощение на длинах волн на синей стороне перехода Лайман-альфа, также были многочисленные всплески потока. Поток квазара на z = 6,28, однако, фактически был равен нулю за пределом Лаймана-альфа, что означает, что доля нейтрального водорода в IGM должна была быть больше ~ 10−3.

Доказательства реионизации

Смотрите также: Реионизация

Открытие желоба в z = 6,28 квазара, а отсутствие провала в квазарах, обнаруженных на красных смещениях чуть ниже z = 6 представили убедительные доказательства того, что водород во Вселенной претерпел переход из нейтрального в ионизированный около z = 6. После рекомбинация предполагалось, что Вселенная будет нейтральной, пока первые объекты во Вселенной не начнут излучать свет и энергию, которые реионизировать окружающий IGM. Однако, поскольку сечение рассеяния фотонов с энергиями, близкими к пределу Лаймана-альфа с нейтральным водородом, очень велико, даже небольшая доля нейтрального водорода будет вызывать оптическая глубина IGM достаточно высоки, чтобы вызвать наблюдаемое подавление эмиссии. Несмотря на то, что отношение нейтрального водорода к ионизированному водороду могло быть не особенно высоким, низкий поток, наблюдаемый за пределом Лаймана-альфа, указывает на то, что Вселенная находилась на заключительной стадии реионизации.

После первого выпуска данных из WMAP космического корабля в 2003 году, определение Беккером, что конец реионизации произошел в z ≈ 6 оказались в противоречии с оценками, сделанными на основе измерения плотности электронного столбца WMAP.[3] Однако данные WMAP III, опубликованные в 2006 г., теперь, похоже, намного лучше согласуются с ограничениями на реионизацию, установленными при наблюдении за желобом Ганна – Петерсона.[4]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ Gunn, J. E .; Петерсон, Б.А. (1965). «О плотности нейтрального водорода в межгалактическом пространстве». Астрофизический журнал. 142: 1633–1641. Bibcode:1965ApJ ... 142.1633G. Дои:10.1086/148444.
  2. ^ Becker, R.H .; и другие. (2001). "Доказательства реионизации на z ~ 6: Обнаружение желоба Ганна – Петерсона в квазаре с z = 6.28 ". Астрономический журнал. 122 (6): 2850–2857. arXiv:astro-ph / 0108097. Bibcode:2001AJ .... 122.2850B. Дои:10.1086/324231. S2CID  14117521.
  3. ^ Когут, А .; и другие. (2003). "Наблюдения за первый год работы зонда Уилкинсона микроволновой анизотропии (WMAP): корреляция поляризации температуры". Серия дополнений к астрофизическому журналу. 148 (1): 161–173. arXiv:Astro-ph / 0302213. Bibcode:2003ApJS..148..161K. Дои:10.1086/377219.
  4. ^ Пейдж, Л .; и другие. (2007). "Трехлетние наблюдения с помощью зонда Уилкинсона микроволновой анизотропии (WMAP): анализ поляризации". Серия дополнений к астрофизическому журналу. 170 (2): 335–376. arXiv:Astro-ph / 0603450. Bibcode:2007ApJS..170..335P. Дои:10.1086/513699. S2CID  12113374.