Л.М. Топтунова

1.18. Профиль излучения квазара

 

 

Аннотация

 

 

Авторы утверждают, что квазар – далекая галактика, периферийные части которой скрыты флуктуациями фона ночного неба.

Приводится методика построения профиля излучения галактик различной конфигурации в избранной длине волны.

Приведены примеры профилей излучения для сфероидальной галактики без собственного магнитного поля и для спиральной галактики с квадрупольным магнитным полем, объясняющие основные особенности профилей квазаров.

 

--   Оглавление  --

 

Согласно гипотезе об  акреционно-гравитационной природе красного смещения  излучения квазаров (§§ 1.1-1.4, § 1.15), последние представляют собой галактики,  периферийная часть которых скрыта от наблюдателя флуктуациями фона ночного неба. Излучение квазара в эмиссионных линиях, по которым определяется красное смещение, обусловлено излучением газа, аккрецирующего на ядро галактики из межгалактического пространства. В расчётах, выполненных в предыдущих работах, при определении красного смещения аккрецирующего газа, рассматривалось излучение, идущее из телесного угла, направленного на наблюдателя и равного ≈ 600  (рис. 1).

 

 

Рис. 1

 

Такой выбор излучающей области объясняется тем, что в данной области поверхности, на которых постоянны доплеровская компонента смещения zD=const (сплошные линии) и гравитационная компонента zG=const (пунктирные линии), соприкасаются. Вследствие этого излучение на избранной волне, идущее из различных точек тонкого сферического слоя, выделенного на рис.1, имеет одинаковое красное смещение z=zD+zG и собирается в  спектре в одной точке с координатой z. Излучение из области вне данного телесного угла «размазывается» по всему спектру. Наличие фона ночного неба приводит к тому, что в спектре проявится излучение из тонкого слоя определенного радиуса Rem со смещением zem  (§ 1.4).

            Изложенный выше подход к определению красного смещения может вызвать возражение, состоящее в том, что при учете излучения из всех точек галактики (а не только из угла в 600 ) экстремум излучения, соответствующий Rem и zem размоется и эффект исчезнет.

            В данной работе приведены профили излучения на избранной волне λ, построенные по излучению из всего объема галактики.

            Основные положения, использованные при построении профиля, изложены ниже.

            Пусть галактика (рис. 2а) проецируется на круг небесной сферы (рис. 2б). На элементарную площадку  S этого круга попадает направленное на наблюдателя излучение аккрецирующего газа из трубки CD.

 

 

Рис. 2

 

Из всего этого излучения вычитается фон неба ФS, соответствующий площадке S. Если в трубке CD находится n  излучающих частиц, то на долю одной частицы при вычитании фона ФS приходится . Следовательно, если в элементарном объеме dV, соответствующем участку dl трубки CD, находится dn излучающих частиц, то из излучения, идущего из объема dV, должна вычитаться часть фона ФS, равная . Зная расстояние R элементарного объема dV от центра галактики, находим плотность аккрецирующих частиц в этом объеме dV  (§§1.4-1.5).

,

 где n0 – плотность межгалактического газа, RA – радиус аккреции галактики (§ 1.4). По известной плотности  рассчитывается отношение dn/n. В спектр излучения квазара идет точка с координатами (z, Iсп), где z -  красное смещение, соответствующее элементарному объему dV,

,                                              (1)      

dI  – мощность излучения на волне λ из объема dV, Δz – изменение красного смещения z  в пределах объема dV, r – расстояние до галактики.

При построении профиля линии λ интервал  –1 ≤ z ≤ 5  разбивается на элементарные участки dz (например, dz=10-4). Весь объем V галактики разбивается на элементарные объемы dV, каждому из которых соответствуют свои значения z и dz. Все интенсивности  Iсп из объемов dV соответствующие одинаковым с точностью до dz значениям, суммируются.

Iλ(z)=ΣIсп

Таким образом, излучение на волне λ из всего объема галактики распределяется на некотором участке спектра, соответствующем минимальному zmin  и максимальному zmax значениям z в пределах галактики. График линии Iλ(z)=дает профиль линии λ. 

Величина   в (1)  зависит от механизма излучения аккрецирующего газа. Если, например, излучение аккрецирующего газа обусловлено ионизацией при столкновениях аккрецирующего газа с межзвездным газом с последующей рекомбинацией и излучением, то интенсивность излучения из объема  dV будет пропорциональна:

1)      плотности аккрецирующего газа nA;

2)      плотности межзвездного газа nG;

3)      скорости аккреции v.

Таким образом, для излучения из объема dV=S ּdl справедливо соотношение

 

                                                         (2)

 

Полагая  (R – расстояние до центра галактики), S=1 и учитывая, что ,

   ,   ,  получим

            .                                                                        (3)

Профили излучения, на рис. 3а и рис.4, соответствуют этому механизму излучения.

 Профиль линии  λ  в спектре существенно зависит от наличия магнитного поля у галактики. На рис. 3а приведен профиль излучения галактики, имеющей собственное магнитное поле квадрупольной конфигурации, типичное для спиральных галактик. Галактика направлена магнитным полюсом на наблюдателя. Межгалактический газ, представляющий собой плазму, начиная аккреционно с разных направлений, соскальзывает по магнитным линиям и в глубоких слоях галактики удаляется от наблюдателя по почти параллельным траекториям (рис.3б). Вследствие этого,  с увеличением расстояния до наблюдателя и уменьшением радиуса видимой части галактики в спектр будет поступать излучение из всё более узкого телесногоугла, направленного на наблюдателя. Если расстояние до такой галактики столь велико, что угловой диаметр видимой её части не превысит 0,01’’,  то она воспринимается как квазар, а экстремумы на профиле линии λ как эмиссионные линии с красным и фиолетовым смещением.    На рис. 3а приведен спектр излучения галактики смассой MG=1044г., радиусом RG=5ּ1020см, находящейся на расстоянии r=5ּ1026см. Спектр имеет два основных экстремума: узкий фиолетовый и широкий красный в точке zem, близкой к красному смещению, найденному ранее по излучению, идущему из угла в 600.

            Таким образом, полный профиль излучения квазара дает практически то же красное смещение, хотя несет в себе также много дополнительной информации.

 

 

 

 

 

Рис. 3а

Рис. 3б

 

            На рис.4 представлен профиль излучения галактики без собственного магнитного поля. При увеличении расстояния до галактики и, соответственно, уменьшении радиуса её видимой части картина качественно не изменяется: имеются красный и фиолетовый экстремумы, но значительно ослабленные (особенно красный). Большая часть излучения уходит на создание инфракрасного и ультрафиолетового избытков в спектре.

 

 

Рис.4

При ослаблении магнитного поля галактики будет наблюдаться постепенный переход от профиля типа рис.3а к профилю типа рис.4. Аналогичное явление будет и при увеличении угла между магнитной осью галактики и направлением на наблюдателя.

В зависимости от типа галактики, излучение аккрецирующего газа, помимо ионизации при столкновении с межзвездным газом, может быть обусловлено и другими механизмами. Это следует учитывать при вычислении .

 

Выводы.

  1. Профиль линии λ в спектре галактики описывается графиком функции Iλ(z). Значения этой функции получаются суммированием величин Iсп (1) по всем тем элементарным объемам галактики, которым соответствует одинаковое значение z.
  2. Множитель  в формуле (1) зависит от механизма излучения аккрецирующего газа. В настоящей работе привендена методика вычисления его для галактик с высокой плотностью межзвездного газа.