В.М.Антонов

1.15. Красное смещение в спектрах нормальных галактик.

 

 

Аннотация

 

Спектры нормальных галактик не содержат эмиссионных линий. Их красное смещение определяется по линии поглощения, образующимся, возможно, в атмосферах звезд, составляющих галактику. Для определения красных смещений в спектрах нормальных галактик может быть использован AG – механизм происхождения смещений в случае когда в качестве «аккрецирующих частиц» принимаются звезды, движущиеся в галактике по эллиптическим орбитам вокруг ядра. В этом случае скорость звезд оказывается равной Vзв=Vч/, где Vч– скорость аккрецирующей частицы, находящейся от центра галактики на таком же расстоянии, как и звезда.

Найденная скорость Vзв обеспечивает объяснение величин красных смещений в спектре нормальных галактик.

Если принять AG – механизм для поиска эмиссионного радиуса близких галактик, то оказывается, что эмиссионный радиус становится больше радиуса галактики. В этом случае звезды галактики становятся источником непрерывного излучения, пронизывающего аккрецирующий поток частиц в области эмиссионной сферы. Здесь непрерывное излучение приобретает линии поглощения.

 

--   Оглавление  --

 

 

 

Природу красных смещений нормальных галактик необходимо объяснить особо. Объяснение только непосредственно с помощью AG – механизма аккреции межгалактического газа здесь непригодно.

В спектрах галактик не фиксируются эмиссионные линии. Красное смещение для них определяется по красному смещению линий поглощения.

Уясним отличия нормальных галактик от радиогалактик и квазаров.

Прежде всего, нормальные галактики, как правило, располагаются в пространстве ближе к ним, чем радиогалактики и квазары. Нормальные галактики имеют средние и малые массы, в то время как радиогалактики в большинстве своем массивны.

Применим к объяснению красных смещений нормальных галактик AG – механизм, принимая звезды галактики в качестве частиц, вместо частиц аккрецирующего газа. Звезды галактики движутся вокруг его центра по эллиптическим орбитам, расположенным вокруг центра галактики хаотично.

При этом движении звезд всегда существует составляющая скорости направления от наблюдателя. Оценим скорость с некоторым упрощением в предложении их движения по окружностям. Из условия равенства тяготеющей и центробежной сил получим

                                                                     (1)

где mзв масса звезды, Мг – масса галактики, G – гравитационная постоянная,                              R – расстояние от звезды до центра галактики, Vзв -  скорость звезды.

Из (1) находим

                               (2)

Сравним скорость звезды Vзв со скоростью частицы аккрецирующего газа Vч, в момент нахождения ее на расстоянии R от центра галактики.

Из условия равенства кинетической энергии частицы массы mч  и приобретенной энергии под действием гравитации галактики получим

.

Откуда найдем    

    .                                   (3)

 

Сравнивая скорость звезды Vзв и скорость частицы Vч, находим

 

                                  Vч=Vзв                                                   (4)

 

Используя (4), найдем величины красных смещений при излучении аккрецирующего газа zчаст и звезд zзв.. Определим скачек Δz = zчастzзв  и сравним его с наблюдениями:

 

           Δ z = 2 zзвzзв = (2 – 1) zзв ≈ 0,41 zзв                   (5)

 

Наблюдение по приведенному в работе [1] графику (рис.1) показывает в среднем почти постоянную величину скачка

           Δ z ≈ 0,20

при наличии большого разброса по всей шкале.

 

 

           Рис.1

 

 

Формула (5), согласно которой величина скачка Δ z зависит от величины zзв` не противоречит наблюдательным данным ввиду их большого разброса, но в то же время и не объясняет наблюдений.

Попытаемся привлечь к объяснению наблюдаемого скачка непосредственно AG – механизм происхождения красных смещений.

Учтем важное свойство наблюдаемых нормальных галактик: они, как правило, расположены ближе к наблюдателю, чем радиогалактики и квазары.

Применяя к ним AG – механизм, мы обнаруживаем, что во многих случаях эмиссионный радиус у них оказывается больше радиуса основной излучающей части галактики. В этом случае внутри эмиссионной сферы оказывается мощный источник непрерывного излучения в виде совокупности излучающих звезд галактики.

Если при этом будет выполнено условие: мощность излучения звезд больше мощности излучения аккрецирующего газа, которое достигает прибора наблюдателя, то наблюдатель получит на фотографии спектр поглощения.

Причем линии поглощения «садятся» на непрерывный спектр в области «эмиссионной» сферы, т.е. получается та самая картина, которая объясняет все свойства спектров поглощения нормальных галактик.

В этом случае скачек Δ z при переходе от нормальных галактик к радиогалактикам и квазарам действительно должен быть статистически одинаковым по всей шкале красных смещений z, поскольку расчеты показывают, что разность между величиной эмиссионного радиуса нормальной галактики и величиной эмиссионного радиуса радиогалактики или квазаров статистически постоянна.

Описанный механизм (звезды как аккрецирующие частицы), по-видимому, будет проявлять себя в случае, когда эмиссионный радиус больше радиуса основной излучающей части галактики  (Rem > R изл. гал.) и мощность попадающего в прибор излучения звезд превосходит соответствующую часть излучения аккрецирующего газа (Lзв > Lаккр).

При Rem > Rизл. гал. и LзвLаккр., по-видимому, будут наблюдаться одновременно спектр поглощения и излучения с близкими   значениями красных смещений по линии поглощения и излучения.

В связи с усвоением AG-механизма происхождения красных смещений у некоторых читателей может возникнуть предположение о том, что при получении спектров от областей, расположенных на разных расстояниях от центра галактики, должны получаться различные красные смещения тем большие, чем ближе изучающая область расположена к центру диска галактики.

Однако из наблюдений известно, что в любых точках галактики спектры показывают одно и то же красное смещение.

Ответ на это противоречие состоит в следующем.

Средняя пекулярная скорость галактики порядка 300 км/с, что соответствует красному смещению z ~ 10-3. Следовательно, применить красное смещение как метод измерения расстояний можно только при расстояниях r до галактики, при котором красное смещение превышает 10-3,  т.е.при

.

Если расстояние до галактики r < 5 .1024см, то красные смещения отражают пекулярную скорость галактики, и, следовательно, не зависят от расстояния области до центра диска галактики.

Если расстояние до галактики r > 5 .1024см, то ответ можно получить, рассматривая функцию интенсивности в линии спектра [2]:

 

                       (6)

           

Если телескоп «смотрит» на всю галактику в целом, то в  (6) коэффициент α равен единице.

Если же телескоп «выхватывает» только некоторую область из видимой галактики, то в равенстве (6) ничего не изменится, кроме того, что коэффициент α станет меньше единицы. Суть в том, что куда бы не «смотрел» телескоп, он в любом случае будет «видеть» всю или часть излучающей «сферы», во всех точках которой красные смещения одинаковы.

Таким образом, независимость значения z от расстояния до центра видимости диска галактики не является аргументом против AG-механизма происхождения красных смещений галактик.

Еще некоторые замечания. Известно, что красное смещение нормальных галактик, определенное по излучению водородных облаков в линии на волне λ = 21см, совпадает с красным смещением, определенным по линии поглощения.

Это совпадение легко понять, поскольку водородные облака движутся в галактике так же, как движутся звезды.

Вопрос о возможности наблюдения линий поглощения с фиолетовым смещением.

 «Сфера», от которой в спектре наблюдается красное смещение, должна быть близка к сфере, от которой должно наблюдаться фиолетовое смещение.

В этом случае между красным zк и фиолетовым zф смещениями существует связь.

           zф = - zк/(1+zк)

Значения z к  малы по сравнению с единицей (0,002 < z к < 0,02). Следовательно, должно быть zф ≈ - zк.

Ширины линий Ш и расстояния между линиями в спектрах S с красным и фиолетовым смещениями относятся следующим образом

(1+z к)/ (1+zф).

Но поскольку zк и zф малы по сравнению с единицей, то должно быть Sк  Sф ,  Шк ≈ Шф, т.е. фиолетовые серии немного «короче», а их линии немного уже красных.

Что же мешает наблюдателям обнаружить линии поглощения с фиолетовым смещением? По-видимому, только психологический барьер, возведенный за 75 лет веры в космологическую природу красных смещений.

 

Литература

1. Зонн В., Галактики и квазары, И., 1978, 138.

2. Ленг К. т.2, Астрофизические формулы, И., 1978, 244.