В.М. Антонов

 

1.14. Свойства спектров поглощения радиогалактик и квазаров.

 

 

 

 

Аннотация

 

На основании результатов предыдущих работ авторов, развивающих теорию природы красных смещений галактик и квазаров, качественно объясняются следующие свойства их абсорбционных линий:

  1. Для близких галактик  может быть малой глубина линии поглощения;
  2. Для очень далеких галактик глубина линий поглощения  может стать равной нулю или отрицательной, что означает (в обоих случаях) прекращение наблюдаемости линий поглощения;
  3. Для умеренно далеких галактик, для которых глубина линий поглощения положительна, ширина линий поглощения в большинстве случаев будет значительно уже ширины линий излучения;
  4. zabs <  zem  для случаев когда абсорбционная область расположена от центра галактики дальше, чем эмиссионная;
  5.   для случаев когда абсорбционная  и эмиссионная области расположены от центра галактики на равных расстояниях;
  6. zabs >  zem  для случая когда абсорбционная область расположена к центру галактики ближе, чем эмиссионная;
  7. Ширина линий поглощения для случаев когда абсорбционная область расположена от центра галактики дальше, чем эмиссионная меньше ширины линий излучения;
  8. Для случая 5 ширины линий поглощения и излучения могут сравниться, а для случая 6 ширина линий поглощения может превзойти ширину линий излучения.
  9. В большинстве случаев линии поглощения более узкие, чем линии излучения. Если в спектре есть линии излучения и узкие линии поглощения, то велика вероятность того, что линии поглощения «сядут» на линию излучения. В случае существоваия широких линий поглощения и узких линий излучения линии излучения могут попасть на линии поглощения. Так возникают широкие линии излучения и поглощения, расслоенные на более узкие компоненты.
  10. Получено возможное объяснение причины существования множественности серий излучения и поглощения с различными величинами красных смещений.
  11. Получено возможное объяснение того, что при больших z появляются абсорбционные линии, длина которыхъ короче первой линии из серии Лаймана для водорода, Lα
  12. Получено второе возможное объяснение причины существования множественности серий излучения и поглощения с различными величинами красных смещений.
  13. Объясняется  существование максимума серий при z = 1,95.

 

--   Оглавление  --

 

 

В настоящей работе продолжено качественное объяснение свойств спектров поглощения радиогалактик и квазаров, начатое в §1.11.

В  §1.8  получена формула интенсивности излучения в линии спектра

 

                                                      .                           (1)

 

где I1 – постоянная,  r – расстояние до галактики, Еν  - объемная плотность излучения галактики в данной линии, ΔR – «толщина» эмиссионной сферы, zDA – доплеровская компонента красного смещения излучения, в точке А (рис. 1),  zG – гравитационная компонента красного смещения, Iф – уровень фона ночного неба, s – доля фона Iф, которую способна зафиксировать современная техника как линию излучения, – угол, под которым видна кольцевая область (§1.10,  рис.1), вносящая максимальный вклад в излучение линий; Rem  - эмиссионный радиус галактики.

            Схематически срез галактики с одной областью излучения, дающей линии с красным смещением, показан на рис.1 (область излучения, имеющая вид кардиоиды, обозначена символами «Кр»). Подробное разъяснение приведенного рисунка дано в §2.4 рис.3.   В центре обозначен источник непрерывного излучения (N). От источника непрерывного излучения проведены две крайние образующие конуса с вершиной в приборе наблюдателя P. Конус высекает из области излучения «Кр» объем Q, через который проходит непрерывное излучение источника N, достигающее наблюдателя P. В части высеченного объема, расположенного ближе к наблюдателю P и обозначенного символом  А, происходит поглощение излучения из непрерывного спектра генерируемого источником N;   αabs  - угол, под которым видна из центра галактики поглащающая область Q.

 

 

 

 

Рис.1

 

 

 

 

 

Рассматривая поглощающую область Q как кольцевую, напишем по аналогии с формулой интенсивности излучения в линии (1),  формулу глубины линии поглощения  

 

                               ,                                     (2)

 

 

где Wν – объемная способность к поглощению области Q  фотонов с данной длиной волны.

 

Рассмотрим следствия, вытекающие из формулы 2.

1. Для близких галактик  во-первых может быть малой глубина линии по причине малости поглощающей области. Во-вторых дробь в скобках может значительно превосходить второй член (r – мало). При этом для близких галактик дробь мало меняется по величине, так как мало меняется значение r.

Это значит, что для близких галактик глубина линии поглощения не будет зависеть от величины угла αabs и от значения z. Глубина линии поглощения в спектре источника непрерывного излучения, расположенного в центральной области галактики, будет одинаковой по всему непрерывному спектру, т.е. линия поглощения в спектре наблюдаться не будет. (Напоминаю, что здесь не рассматриваются спектры поглощения нормальных галактик, в которых линии поглощения образуются в атмосферах звезд). Поскольку, как правило, линии поглощения редки при z<1но исключения все же существуют, то, по-видимому, в природе реализуются оба рассмотренных случая, хотя случай первый, по-видимому, вероятнее.

2. Для очень далеких галактик (r велико) глубина линий поглощения hсп  может стать равной нулю или отрицательной, что означает (в обоих случаях) прекращение наблюдаемости линий поглощения.

3. Для умеренно далеких галактик, для которых глубина линий поглощения положительна, hсп > 0, ширина линий поглощения в большинстве случаев будет значительно уже ширины линий излучения поскольку область поглощения излучения Р (рис.1) мала по сравнению с областью излучения и близко расположена к лучу зрения на галактику.

 

 

Для объяснения других свойств линий поглощения рассмотрим качественно зависимость угла αabs, под которым из центра галактики видно кольцо области поглощения.

Мы говорим о «кольце области поглощения» поскольку наибольший вклад в спектр поглощения вносит область из внешнего кольца «дисковой области».

На рис.2 показаны: область непрерывного излучения N, точка P – место прибора наблюдателя, (сечение кольца излучения  одиночная штриховка) для  четырёх  значений  расстояний  до  галактики  r0 < r1 < r2 < r3    с  соответствующими эмиссионными радиусами R0> R1> R2> R3;  угол , под которым видны кольцевые излучающие области, вносящие максимальный вклад в спектры;  углы, под которыми видны из центра галактики кольцевые области, вносящие наибольший вклад в спектр поглощения излучения (сечение кольца поглощения - двойная штриховка).

Как видно из  рис. 2 угол αabs  возрастает с ростом расстояния r  до галактики. Это дает возможность понять некоторые свойства спектров поглощения.

 

Рис.2

 

 

Поскольку с ростом угла αabs расстояние R от излучающей и поглощающей области до центра галактики    уменьшается, а, следовательно, z  и растут,  то из рис. 2 усматриваем:

  1. zabs <  zem  для случаев  и , т.к. абсорбционная область расположена от центра галактики дальше, чем эмиссионная;
  2.    для случаев , т.к. абсорбционная  и эмиссионная области расположены от центра галактики на равных расстояниях;
  3. zabs >  zem  для случая , т.к. абсорбционная область расположена к центру галактики ближе, чем эмиссионная;
  4. Ширина линий поглощения для случаев  и меньше ширины линий излучения.
  5. Для случая  ширины линий поглощения и излучения могут сравниться, а для случая  ширина линий поглощения может превзойти ширину линий излучения.
  6. Далее из рис. 2 замечаем, что площадь эффективно поглощающей области растет с ростом расстояния до галактики r.  Это позволяет понять причину роста числа серий поглощения с ростом величины красного смещения z.
  7. Из свойств 7,8 следует, что в большинстве случаев линии поглощения более узкие, чем линии излучения. Если в спектре есть линии излучения и узкие линии поглощения, то велика вероятность того, что линии поглощения «сядут» на линию излучения. В случае существования широких линий поглощения и узких линий излучения линии излучения могут попасть на линии поглощения. Так возникают широкие линии излучения и поглощения, расслоенные на более узкие компоненты.
  8. Из наблюдений известно, что при больших z появляются абсорбционные линии, длина которых короче первой линии из серии Лаймана для водорода, Lα. Рассмотрим возможное объяснение этого явления, вытекающее из AG – механизма происхождения красных смещений. Большое значение z  возникает при больших удалениях r  излучающей галактики. В этом случае эмиссионный радиус галактики Rem невелик т.е. излучающая и поглощающая области находятся вблизи источника непрерывного излучения.  Сечение фотоионизации водородоподобного иона  

~  ,

где   zя – заряд ядра атома,

ν – частота поглощения фотона,

 n – главное квантовое число исходного состояния атома.

При ионизации поглощается квант с частотой

 - для водорода;

 - для водородоподобного атома;

m =n+1,n+2,…;

R – постоянная Ридберга.

Вблизи источника непрерывного излучения велика плотность излучения и велика плотность газа в поглощающей области. Так как сечение фотоионизации ~, то вероятность поглощения фотона с частотой ν  достаточно высока. Поскольку ν  > νн, то появляются линии поглощения более короткие, чем линия Lα для водорода.

12  Рассмотрим возможное объяснение причины существования множественности серий излучения и поглощения с различными величинами красных смещений.

Пусть группа  n  галактик находится на расстоянии  r  от наблюдателя. Пусть Rs – радиус группы, RG – радиус галактики. Наблюдатель будет видеть группу под углом

 секунды дуги.

Для группы карликовых галактик достаточно  Rs =1020 см. Тогда при r =1027 см группа будет видна под углом

'',

т.е. в виде квазара.

В группе из двух галактик и массами М1 и М2 будут наблюдаться три группы серий для каждой галактики и для всей группы.

В группе из трех галактик серий с различными  z  будет семь, для четырех галактик  -  15, для пяти  - 31. Так может быть объяснено существование множественности серий с различными z  у одного квазара.

13.  Из механизма возникновения «множественности серий с различными z» объясняется (качественно) существование максимума серий при z=1,95.

1) Если z мало, то каждый квазар состоит только из одной галактики;

2) если z очень велико, то из всего множества серий наблюдаемыми остаются только наиболее интенсивные;

3) если z растет от z=1 до  z=1,95 число галактик в некоторых квазарах растет;

при z=1,95 число наблюдаемых серий достигает максимума