В.М. Антонов, Л.М. Топтунова

1.20.  Об интерпретации наблюдательных данных, относящихся к  компактным галактикам

 

 

Аннотация

 

На основании разрабатываемого авторами аккреционно-гравитационного механизма происхождения красных смещений галактик и квазаров с учетом результатов, полученных в предыдущих работах, записывается соотношение  , где z – красное смещение, r – расстояние до галактики, M, D – масса и диаметр галактики, α ,β, γ – неотрицательные константы).

Показывается, что при использовании закона Хаббла для определения расстояний, возникает завышение расстояний на 1-2 порядка. Завышение происходит по причине зависимости красного смещения z от массы М и компактности D галактики.

Завышение расстояний влечет за собой:

-         завышение диаметров на 1-2 порядка;

-         причисление близких компактных галактик скоплению, на которое они проецируются;

-          исключение компактных галактик из скоплений, которым они принадлежат.

 

--   Оглавление  --

 

Отметим некоторые свойства компактных галактик, существенные для интерпретации наблюдательных данных.

1.             Галактики имеют высокую поверхностную яркость с довольно резким краем. Расстояние до компактной галактики определяют по ее красному смещению z [1].

2.        Среди компактных галактик встречаются галактики весьма большого диаметра при сравнительно небольшой массе. Приведем пример. В [1] дана таблица, содержащая данные о типичных компактных галактиках. Для четырех из них приведены массы, определенные по дисперсии скоростей. Одна из этих четырех галактик является двойной, ее мы исключим из рассмотрения. По трем оставшимся галактикам массы М, наибольший линейный размер D  и расстояние r  до галактики сведены  табл. I (использована система СГС).

Таблица 1

№п/п

M (г)

D (см)

r  (см)

1

1044

2ּ1021

7ּ1025

2

2ּ1045

8,5ּ1021

7ּ1026

3

2ּ1045

6,6ּ1021

4ּ1026

 

Для сравнения с этими тремя компактными галактиками приведем данные по галактике IС1805 [2], относящейся к Местной группе галактик,

 

М = 1045, D = 2 . 1020 , r = 3 .1024.

 

По «заполненности» массой объема галактики, эта галактика является более компактной, а, между тем, к компактным галактикам ее не причисляют.

3.        Если исключать из рассмотрения двойные системы, приведенные в качестве примеров в [I] и галактики К31 и К32, принадлежащие, судя по расстоянию до них, к Местной группе галактик (для К31  r = 4,5.1024, для К32  r = 3,3.1024), то для остальных галактик обнаруживается удивительная близость между собой диаметров D и расстояний до галактик  r (табл. 2).

                                                                                                                              

 Таблица 2

№п/п

1

2

3

4

5

D

2ּ1021

8,5ּ1021

6,6ּ1021

3ּ1021

4,2ּ1021

r

7ּ1025

7ּ1026

4ּ1026

6,25ּ1026

4,4ּ1026

 

Возникает предположение, что, поскольку расстояние до компактных галактик определяется по красному смещению z, большие их линейные размеры и относительное постоянство этих размеров явление оптическое, связанное с невыполнением закона Хаббла для галактик высокой компактности.

Проведенные нами исследования (§§ 1.7-1.8) показали, что для достаточно удаленных галактик излучение, воспринимаемое на волне λ, в основном порождается газом, аккрецирующим на галактику из межгалактического пространства. Понятие «достаточной удаленности» галактики неоднозначно, оно зависит от массы и морфологической структуры галактики. Несколько упрощая полученный нами результат можно утверждать, что красное смещение z прямо – пропорционально некоторой степени расстояния r и обратно пропорционально степеням массы галактики М и диаметра галактики D

 

                                                                                                                     (1)

 

(На самом деле зависимость эта сложнее, так как важно также то, каким образом масса вещества распределена по объему галактики). Из зависимости (1) видно, что для галактики малых масс и диаметров (т.е. для малых компактных галактик), красное смещение z может оказаться большим даже при сравнительно небольших r. Для массивных галактик с большими диаметрами такое же значение z получится при  больших удаленностях r. Для иллюстрации сказанного в табл. 3 приведены красные смещения галактик для различных значений r, М и D, а такие расстояния rx до этих галактик, рассчитанные по заказу Хаббла 

                                                                          ,

где  c – скорость света;

Нх = 60 км/сּМпс - постоянная Хаббла

             В последнем столбце таблицы приведено отношение rх/r, показывающее, во сколько раз завышаются расчетные расстояние до галактики и ее линейный размер Dх.

 

Таблица 3

№п/п

M

D

r

z

rx

Dx

rx/r

1

1045

4ּ1020

5 ּ1025

0,028

4,3 ּ1026

3,4 ּ1021

8,6

2

1044

21020

11025

0,038

5,8ּ1026

1,1ּ1022

5,8ּ10

3

1043

21019

5ּ1024

0,016

2,4ּ1026

9,6ּ1020

4,8ּ10

4

1043

31019

4ּ1024

0,010

1,5ּ1026

1,1ּ1021

3,8ּ10

 

              Из этой таблицы видно, что, если диаметр галактики D и расстояние до них r заключены в пределах

                                 2.1019 < D <  4.020

                                 4.1024 <  r < 5.1025,

то аналогичные величины Dх , rx , рассчитанные на основании закона Хаббла по красному смещению z, будут заключены в пределах   

                                 1021 < Dx < 1022

                                 1026 < rx  < 5 . 1026

              Таким образом, в рассмотренных примерах диаметр галактики D завышался на 0,9 – 1,7 порядка, то есть компактные галактики на самом деле значительно компактней, чем это следует из современной интерпретации наблюдательных данных. Не исключено, что диаметры галактик малых масс могут быть порядка 1018 и даже 1017см, так как для галактик малых масс и диаметров завышение линейных размеров еще более значительно, а наблюдаются диаметры порядка 1020см.

В связи с тем, что расстояния до компактных галактик завышается на 1-2 порядка, при интерпретации наблюдательных данных возможны также ошибки, связанные с тем, что близкая компактная галактика, проецирующаяся на более отдаленное скопление, будет причислена к этому скоплению.

              В заключение отметим, какие из галактик, воспринимаемые наблюдателем как компактные, имеют завышение D и r.

              В (§1.4, §1.7) установлено, что максимум излучения аккрецирующего газа на волне λ исходит из тонкого сферического слоя, радиус которого Rem назван эмиссионным радиусом. Для различных  λ могут быть различные эмиссионные радиусы с различными красными смещениями z. Установлено (§1.8), что эмиссионный радиус галактики не зависит от ее компактности, а зависит лишь, от расстояния до галактики r и массы галактики M

                          Rem  = Rem (r, M).

Установлено также, что если в системе координат lgr, lgRem отложить точки (lgr, lgRem) соответствующие различным M, то для M = const  эти точки расположатся на параллельных прямых (рис.1).

Рис. 1

Угловой размер галактики, воспринимаемой наблюдателем, определяется отношением 2Rem /r, где Rem – больший эмиссионный радиус. Если угловой размер галактики меньше 0,01" , то она воспринимается как квазар. На рис. 1 линия АВ является границей, ниже которой лежат квазизвездные объекты. В узкой полосе выше линии АВ лежат компактные галактики, причем для них выполняется соотношение RГ Rem, где RГ – радиус галактики.

Для галактик из этой области происходит завышение видимых линейных размеров и расстояний до них.

                                        

Литература

 

  1. Воронцов – Вельяминов Б.А., Внегалактическая астрономия, М., 1978, 321.
  2. Аллен К.У., Астрофизические единицы, М, 1977, 408.