Гравитация Том 2 - Мизнер Ч.
Скачать (прямая ссылка):
2. Затем Шмидт спрашивает, сколько квазаров N было во Вселенной в момент, соответствующий красному смещению z и абсолютной светимости на единичную частоту Lv (2500 А) на длине волны 2500 К., измеренной в локально лоренцевой системе отсчета квазара.
3. Имевшихся к 1972 г. данных по квазарам отнюдь не достаточно для однозначного определения N [z, L4 (2500 А)]. Однако их достаточно для того, чтобы недвусмысленно показать:
а. Должна быть эволюция; число N (z, Lv) должно зависеть от z.
б. Эволюция не может быть присущей в основном светимостям: полное число квазаров
NПОЛИ (z) = . N (z, L4)
?v( 2500А)
должно заметно изменяться со временем (с z).
в. Если эволюция была обусловлена главным образом полным числом квазаров Nuosih (z), т. е. если изменения распределения относительной светимости на 2500 А.
/(z, Lv) = WNmm w N (ж, Lv)
были бы пренебрежимо малы и если современная Вселенная характеризуется (T0 = д0 = 1 (обозначения см. в гл. 29), тогда данные показывают, что
Nnona (* = 2) » 50 Nnona (z = 0,5).
Этот крутой подъем кривой числа квазаров при движении назад во времени (и все другие основные особенности наблюдаемого красного смещения квазаров и распределения величин для z ^ 2) во Вселенной с <т0 = = 1
можно согласовать с одним из законов эволюции
Naoiia (z) ~ (I + z)e, Nnom Iz (t)] ~ 106<'о-0/<о.
Здесь Z0 — современный возраст Вселенной, a t — возраст Вселенной при красном смещении z.
г. Если эти законы эволюции экстраполировать за z «« 2 и скомбинировать с наблюдаемой относительной функцией светимости / (z, Lv) для квазаров вблизи 18-й видимой величины, то они предскажут, что наблюдатель на Земле должен видеть следующие относительные количества квазаров 19-й
I
446 28. Эволюция Вселенной к ее современному состоянию
и 20-й величин, имеющие красные смещения больше z = 2,5,
Закон эволюции Доля квазаров (в %) с z>2,5
т = 19 т = 20
(I + *)6
105(to—0/fo
29
12
49
14
К 1972 г. было известно около 30 квазаров слабее тп = 18,5, и только один из них (3%) имеет z > 2,5. По словам Шмидта, это показывает, «что закон (I + zf для плотности не может быть справедливым вне красных смещений приблизительно z > 2,5». Шмидт считает, что зависимость IO6(*<>-*)/( (которая при z > 2,5 выходит почти на константу) также находится в очевидном противоречии с наблюдениями, однако он утверждает, что «для подтверждения этого сомнения необходима дальнейшая спектроскопическая работа по слабым квазарам».
Одной из причин осторожности служит трудная проблема устранения из наблюдательных данных «селекционных эффектов». Шмидт, Сэндейдж и другие независимо искали селекционные эффекты, которые могут вызывать искусственное видимое уменьшение числа квазаров при z > 2,5. Таких эффектов не было найдено. Вот слова Сэндейджа [444]: «Исследовались селекционные эффекты, которые могли бы искусственно вызвать видимое обрезание красных смещений квазаров вблизи z = 2,8. Если обрезание реально, то это может быть момент рождения первых квазаров, хотя предполагаемое красное смещение неожиданно мало. При z — 3 возраст Вселенной с q0 = 1 составляет 89% фридмановского возраста. Оценка наблюдательных селекционных эффектов показывает, что ни один из них не способен вызвать искусственное обрезание 1J.
Стандартная горячая модель большого взрыва отличается необыкновенной силой и хорошим согласием с наблюдениями (обилие первичного гелия; существование, температура и изотропия космического микроволнового излучения; однородность и изотропия Вселенной в больших масштабах; близкое согласие возраста Вселенной, измеряемого временем расширения, и возрастов старейших звезд;...). Однако в 1972 г. она столкнулась с кажущейся трудностью в одном вопросе: образовании галактик. Неясно, будут ли случайные флуктуации в первоначально однородной и изотропной Вселенной создавать (после рекомбинации плазмы) возмущения плотности вещества такой амплитуды, которая достаточна для конденсации галактик. Возможно, что возмущения, которые
§ 28.2. МОДИФИКАЦИЯ СТАНДАРТНОЙ МОДЕЛИ ДЛЯ СЛУЧАЯ ПЕРВИЧНОГО ХАОСА
1) Проблема квазаров не ясна и в 1976 г. Поэтому мы воадерживаемся комментировать высказывания авторов.— Прим. ред.
§ 28.3, Что «предшествовало> начальной сингулярности 447
I
в конечном счете образуют галактики, должны присутствовать в начальном взрывающемся состоянии Вселенной. (Подробный обзор и обсуждение см. в [238], см. также работы, цитированные в § 30.1.)
Разумно ли предполагать небольшую величину начальной неоднородности? Может быть, более разумно допустить или полную однородность (один экстремальный случай), или полный хаос (другой экстремальный случай)?
Таким образом, если идеальная начальная однородность оказывается несовместимой с рождением галактик, то привлекательно испытать «полный начальный хаос», т. е. полностью случайные начальные условия с полным спектром флуктуаций плотности, энтропии и локальной скорости расширения [158, 445]. Мыслима, однако далека от того, чтобы быть доказанной, ситуация, когда в ходе своей последовательной эволюции такая модель Вселенной будет быстро сглаживаться в результате естественных процессов (гл. 30) типа «колебаний перемешанного мира», нейтринной вязкости (см., например, [446]) *) и обязанного гравитационной кривизне рождения пар частиц [395]. Превратится ли такая модель после нескольких секунд или еще раньше в почти однородную и изотропную фридмановскую Вселенную, содержащую оставшиеся возмущения, которые как раз достаточны для того, чтобы в конечном итоге сконденсироваться в галактики. Теоретические расчеты пока не продвинуты настолько далеко, чтобы дать ясный ответ. Разумеется, после того как начальный хаос затухнет, если он вообще затухнет, такая модель Вселенной будет эволюционировать в соответствии со стандартной моделью большого взрыва, рассмотренной в предыдущем параграфе.
