В.М. Антонов

 

1.10. Некоторые свойства излучения галактик и квазаров

 

 

Аннотация

Получена формула интенсивности излучения в линиях спектра

                                 ,                                        (1)

где I1, s, Iф _- _ постоянные, Еν – объемная плотность излучения, r расстояние до галактики, zDA- доплеровский компонент красного смещения в ближайшей к наблюдателю точке излучающей поверхность, zG –гравитационный компонент красного смещения, 

R- расстояние от излучающей поверхности до центра галактики, α- угол, под которым видно излучающее кольцо из центра галактики.

Из формулы (1) следуют выводы:

1. У близких галактик (r – мало)  линии излучения не возникают;

2.  Очень далекие галактики (r – велико) ненаблюдаемы;

3. У галактик, для которых Iсп=0 наступает при больших углах α, линии будут широкими и доступными для наблюдения окажутся только наиболее яркие из них;

4.  Чрезмерно уширенные линии с красным смещением вносят вклад в избыток ИК –излучения;

5. Чрезмерно уширенные линии с фиолетовым смещением вносят вклад в  избыток УФ –излучения;

6.  У галактик, для которых Iсп=0 наступает при малых углах α, линии излучения будут узкими и их число в спектре будет большим.

 

--   Оглавление  --

 

В статье продолжается разработка теории некосмологического происхождения красных смещений галактик и квазаров, названной теорией аккреционно-гравитационного механизма (AG-механизма)  (§§ 1.1 - 1.4).      

Рассмотрим вопрос об уширении линий излучения по той причине, что излучение достигает наблюдателя не только из малой области вблизи луча зрения, но и со всей  поверхности излучающей сферы.

 

 

 

Рис.1

Излучение, приходящее из кольца, расположенного на сфере под углом α (при взгляде из центра галактики), обладает доплеровским компонентом красного смещения, равным (рис.1)

zD = zDA cos α,

где zDA –доплеровский компонент красного смещения излучения, приходящего из точки А.

Полное смещение в точке М будет равно

 

                                                   zM = zDA cos α + zG+ zDA cos α∙ zG                                                               (1)

zG – гравитационный компонент красного смещения.

            Из (1) получаем

 

                                             ׀dzM׀=zDA (1+zG) ׀sinα ׀.                                                       (2)

Пусть  Eν есть объемная плотность излучения в данной линии. Тогда энергия, излученная с единицы длины кольцевой области, толщиной , будет равна

                                                  E= Еν ּ ּ ΔR,                                                                       (3)

где ΔR – «толщина» сферы,

 – ширина кольцевой области.

Интенсивность излучения в линии в результате восприятия спектром энергии (3) получится делением на ширину линии ׀Δz׀~ ׀dzM׀.

С учетом влияния доли s фона ночного неба Iф , скрывающего собой часть излучения в спектре галактики, и расстояния до галактики r, запишем

 

                                       ,                                      (4)

 

Где I1 – постоянный множитель.

Фиксируемая в спектре интенсивность в линии найдется суммированием интенсивности (4) по длине кольцевой области, радиус которой (в предложении, что область сферическая) равен

RKO=R׀sinα ׀,

где R –радиус сферической области.

Окончательно получаем для интенсивности излучения в линии спектра формулу

                                                      .                           (5)

 Рассмотрим, что следует из формулы (5):

 

  1. Для близких галактик  (r – мало)  дробь ЕνR /(r2zDA), входящая в первое выражение  в скобках формулы (5), значительно превосходит соответствующую дробь для далеких галактик. Это значит, что для близких галактик интенсивность линии не будет зависеть от величины угла α , т.е. и от значения смещения z. Интенсивность линии будет одинакова по всему спектру от красного смещения zDA в точке А (рис.1) до фиолетового смещения zDB в точке В (рис.1), т.е. линия в спектре наблюдаться не будет. Для близких галактик излучение аккрецирующего газа вносит вклад только в непрерывный спектр галактики.

Следовательно, для близких галактик красное смещение не может быть определенно по эмиссионным оптическим линиям. Для них можно использовать абсорбционный спектр звезд или радиоизлучение движущихся межзвездных облаков.

2.   Для очень далеких галактик (r – велико)  первое выражение в скобках может быть настолько малым, что величина Iсп перестанет быть положительной. В этом случае галактика становится ненаблюдаемой.

  1. Для далеких галактик, у которых наступает равенство Iсп=0 при больших значениях величины угла α, ширина линий будет значительной (׀Δz׀~ ׀dzM׀ велико). Линии многих серий эмиссионного излучения будут перекрывать друг друга. Обнаружить линии в спектре либо не удастся совсем, либо удастся, но только для очень немногих наиболее ярких линий, для которых велика объемная плотность излучения Eν.
  2. Для условий, описанных в предыдущем пункте, возникает явление избытков ИК- и УФ –излучений. Действительно, значительная доля энергии перекрывающихся линий  вносит вклад в непрерывный спектр галактики. При этом энергия линий излучений, смещенных в красную сторону, вносит вклад в ИК –излучение, а энергия линий, смещенных в фиолетовую сторону, вносит вклад в УФ излучение галактики.

5.   Основной причиной определяющей ширину эмиссионных линий в спектре галактики, является величина первого выражения в скобках формулы (5):

                                                .

Если  таково, что равенство I сп= 0 наступает при малых значениях угла α то линии будут узкими, при больших значениях угла α –широкими .

Существуют также другие причины уширения эмиссионных линий, которые будут рассмотрены в последующих работах.