В.М. Антонов, Л.М. Топтунова

 

1.19.    Зависимость числа квазаров от величины их красного смещения

 

 

 

Аннотация

 

Решается задача зависимости числа квазаров от величины их красного смещения при двух предположениях:

1)                            распределение галактик по видам, массам и компактности в видимой галактике такое же, как и в Местной группе.

2)                            Красные смещения галактик и квазаров в соответствии с теорией AG – механизма происхождения красных смещений, развитой авторами, являются функциями расстояния r, массы М и компактности галактик D: z=z(r,M,D).

Полученная расчетная кривая совпадает с наблюдаемой, что позволяет высказать следующие утверждения:

1.      Статистика квазизвездных объектов обусловлена, в основном, удаленными массивными галактиками;

2.      Квазизвездные объекты представляют собой галактики, периферийная часть которых скрыта фоном ночного неба;

3.      Радиопеременные квазары – это радиогалактики, а радиоспокойные квазары – нормальные галактики.

4.      Пекулярные явления в галактиках (сейфертовские, голубые, лацертиды, Маркеряна и др.) связаны с компактными галактиками малой массы, красные смещения которых велики, что ведет к завышению расстояний на несколько порядков и к искаженной интерпретации явлений.

 

--   Оглавление  --

 

 

В работах [I-5] приводятся наблюдательные данные о зависимости числа квазаров N от величины красного смещения z. Из приведенных наблюдений следует, что в начале с ростом z число источников N растет, достигая максимума при 1,8 <z< 2,5, после чего с ростом z  N начинает убывать. Схематически эта зависимость представлена на рис.1.

 

Рис. 1

            Простейшая интерпретация зависимости N (z) может быть следующей. На интервале z< А происходит естественное возрастание числа источников с ростом объема выборки при возрастании расстояния r до объектов (элементарный объем ΔV, соответствующий определенному телесному углу растет с увеличением r). На интервале А < z происходит компенсация увеличения числа источников за счет роста объема выборки уменьшением числа видимых источников. Это объясняется переходом части источников в ненаблюдаемое состояние, так как их блеск становится слабее флуктуаций фона ночного неба. И, наконец, при z > В скорость перехода источников в ненаблюдаемое состояние  превосходит скорость роста числа источников за счет расстояния r.

         При всей простоте и наглядности приведенной выше интерпретации рисунка 1 она недостаточна, так как предполагает, что красное смещение z растет с расстоянием r (хотя и не обязательно линейно, как в законе Хаббла). Для отдельно взятой галактики это действительно так. Но наблюдения [I-5] производились над различными источниками, а, как показали наши расчеты, красное смещение галактики зависит не только от расстояния r до нее, но и от массы галактики. Так, например, галактика, модель которой описана в § 1.7, с массой МГ = 1044г, радиусом RГ= 4∙1021см, находящаяся на расстоянии r = 1026см, имеет красное смещение z = 0,085. Но почти такое же красное смещение имеет галактика с МГ = 1039г, RГ = 1018см на расстоянии 1024см. Еще в большей степени, чем от массы, красное смещение зависит от компактности галактики. Так галактика с МГ = 1039г, RГ = 1017см на расстоянии 1024см имеет уже красное смещение z = 0,228. Для галактики с МГ = 1044г, RГ = 4 ∙ 10 21см это соответствует расстоянию r = 3∙1026см.

            Таким образом, для проверки зависимости N (z) показанной на рис. 1, следует взять группу галактик с широким разбросом масс и компактностей и проследить, какая зависимость N (z) возникает, если в мировом пространстве галактики такого типа будут рассеяны равномерно. В качестве типовых взяты галактики, подобные тем которые встречаются в местной группе галактик. Их характеристики приведены в табл. 1.

 

                                                                        Таблица 1

MГ

1039

1039

1041

1042

1043

1043

1044

1044

1045

1045

 RГ

1017

1018

1018

1021

1019

1020

1021

1021,6

1022

1022,2

 

           

В § 1.1 показано, что при определенных условиях долю излучения галактики, воспринимаемого наблюдателем, составляет излучение газа, аккрецирующего на галактику из межгалактического пространства. При этом максимум излучения приходится на тонкий сферический слой, радиус которого Rem  называется эмиссионным радиусом галактики (§ 1.4). В § 1.7 показано, что галактика может иметь несколько эмиссионных радиусов, каждому из которых соответствует свое красное смещение z, и что больший эмиссионный радиус практически совпадает с радиусом  видимой части диска галактики. В дальнейшем под Rem будет подразумеваться больший радиус. Поэтому расстояние r, начиная с которого галактика будет восприниматься, как квазар можно определить из неравенства

 

                                          (1)

В § 1.8 установлено, что Rem  практически не зависит от компактности галактики  (в отличие от z , зависящего от компактности чрезвычайно сильно), а зависит лишь от массы галактики МГ и расстояния r до нее. На основании проведенных нами расчетов была построена диаграмма lqRem – lq r при фиксированной массе галактики МГ  (рис.2). Как видно, точки (lqr, lq Rem) практически ложатся на прямую, причем для различных МГ эти прямые параллельны между собой. Ниже прямой АВ выполняется условие (1), то есть галактики воспринимаются как квазизвездные объекты. Ниже пунктирной линии А'В' галактики переходят в ненаблюдаемое состояние. Рядом с точками диаграммы, как правило, указаны интервалы, в пределах которых измеряется z при изменении радиуса галактики RГ. Пунктирную же линию А'В' с достаточной точностью можно заменить прямой А'В', параллельной прямой АВ. Тогда на диаграмме lgr~lgRem квазизвездные объекты будут располагаться на полосе между прямыми АВ и А'В'.

 

 

Рис. 2

 

            На основании диаграммы (рис.2) для галактик из табл.1 выделены промежутки изменений r, на которых эти галактики воспринимаются как квазизвездные объекты. В соответствии с этим была заполнена таблица 2, в которой приведены значения красных смещений для галактик с указанными массой МГ и радиусом RГ, находящихся на расстоянии r. Объём, из которого берётся выборка квазаров, с ростом r растёт пропорционально r3.В соответствии с этим указаны весовые коэффициенты (r/rо)3 в нижней строке табл. 2.


 

Таблица 2

Мг

      lgr

Rг

24,00

24,25

24,5

24,75

25,00

25,25

25,50

25,75

26,00

26,25

26,50

26,75

27,00

27,25

27,50

27,75

1039

1017

0,228

0,278

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

1039

1018

0,087

0,95

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

1041

1018

0,071

0,107

0,17

0,338

0,602

0,890

1,41

2,24

 

 

 

 

 

 

 

 

1042

1021

 

 

 

0,052

0,067

0,083

0,107

0,132

0,166

0,209

 

 

 

 

 

 

1043

1019

 

 

 

 

 

0,082

0,186

0,380

0,851

1,78

4,47

 

 

 

 

 

1043

1020

 

 

 

 

 

0,074

0,138

0,252

0,501

0,830

1,48

 

 

 

 

 

1044

1021

 

 

 

 

 

 

 

 

0,135

0,214

0,437

0,832

1,66

3,55

 

 

1044

1021,6

 

 

 

 

 

 

 

 

0,085

0,190

0,295

0,590

0,709

1,26

 

 

1045

 1021,5

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

0,160

0,302

0,560

1,17

3,98

 

1045

1022

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

0,158

0,269

0,501

0,892

1,59

2,82

1045

 1022,2

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

0,157

0,287

0,499

0,871

1,26

1,91

Весовой коэф.

1

6

3ּ10

2ּ102

103

6ּ103

3ּ104

2ּ105

106

6ּ106

3ּ107

2ּ108

109

6ּ109

3ּ1010

2ּ1011

 


 

            Если на расстоянии r0 = 1024 число квазизвездных объектов в элементарном объеме, проецирующемся на некоторый участок небесной сферы, принять за единицу, то на расстоянии r = 1024,25 число таких объектов будет равно 100,75≈ 6. Так, например, значение 2 < z < 3 имеют, в соответствии с табл. 2, галактики с такими характеристиками.

1)                  МГ = 1041, RГ = 1018, lqr = 25,75, z = 2,24

2)                 МГ = 1045, RГ = 1022, lqr = 27,75, z = 2,82.

Следовательно, условное число N квазизвездных объектов со средним значением красного смещения z = 2,5 будет равно N = 1∙ 2∙ 105 + 1∙ 2 ∙ 10"  ≈ 2∙ 10".

Описанным выше способом заполнена табл. 3.

 

Таблица 3

Интервал изменения z

Среднее значение красного смещения

Условное количество квазаров Nусл

lgNусл

0 ÷0,2

0,1

6,9

0,84

0,2 ÷0,4

0,3

4,2ּ10

1,62

0,4 ÷0,8

0,6

3,2ּ102

2,51

0,8 ÷1,2

1,0

1,8ּ103

3,26

1,2 ÷1,6

1,4

6,0ּ103

3,78

1,6 ÷2

1,8

2,0ּ103

4,3

2 ÷3

2,5

2,0ּ104

4,3

3 ÷4

3,5

3,0ּ103

3,4

4 ÷5

4,5

3,0

0,4

 

            На рис. 3 полулогарифмической системе координат (z, lqN) показана зависимость N = f (z).

 

 

Рис. 3

Как видно, максимум квазизвездных объектов приходится на промежуток 1,8 < z < 2,5, что соответствует наблюдательным данным, схематически представленным на рис.1.  Заметим, что в системе координат (z, N) зависимость N = f (z) имела бы вид  гауссовой кривой, как на рис. 1.

            Полученный результат позволяет высказать следующее предположение. Квазизвездные объекты представляют собой обычные галактики, периферийная часть которых скрыта фоном ночного неба. Причем квазары – это радиогалактики, а квазаги – нормальные галактики. Статистика квазизвездных объектов обусловлена, в основном, весьма удаленными массивными галактиками (см. весовые коэффициенты в последней строке табл. 2). Различные же труднообъяснимые пекулярные явления связаны с не слишком удаленными компактными галактиками малой массы, так как красное смещение таких галактик весьма велико, следовательно, расстояние до них, определяемые по закону Хаббла, оказываются завышенными на несколько порядков, а это приводит к искаженной интерпретации наблюдаемых явлений.  

 

Литература

1. Friche H.H.,  Souria J. M. Quasars et cosmologic. «Astron. and Atrophys.», 1979, 78,  № 1.

2. Oster Patrick S., Smith Malcolm G. Discovery and spectrometry of the quasars in the – 40o – zone of the СТIО Curtis Schmidt Survey. « Atrophys. J. Suppl. Ser.», 1980, 42, №2.

3. Schmidt Marten, Green Richard F. Destitution in depth of quasars. «Objects High Redshift  Symp. № 92  Int. Astron. Union Los Angeles, 1979».

4. Vaucher Barbara G., Weedman Daniel W. The redshift and magnitude distribution on faint quasars. « Atrophic. J.», 1980, 240, №1.

5. Smith Harding E. Burbidge E. Margaret, Baldwih Jack A., Tohline Joll E., Wampler E. Joseph, Hazdrd Cyril, Murdoch Hugh S. Spectrophotometrie observations of Molonglo radio Sours indefications. «Atrophys. J.», 1977,  215,  № 2.