- Оглавление -

 

Л.М. Топтунова

3. Возникновение смещённых линий в непрерывном спектре галактик

В предыдущей работе   «2. Аккреционный механизм происхождения красных смещений в спектрах галактик» показано, что в зависимости от расстояния до галактики её спектр будет эмиссионным, абсорбционным или смешанным. Однако остаётся один вопрос, который требует объяснения: почему в спектре галактики мы видим, как правило, одну серию линий с определённым красным смещением, а не множество серий с различными красными смещениями. Ведь в спектр видимого диска галактики попадает излучение из всего объёма, соответствующего видимой части галактики.

Чтобы ответить на этот вопрос, нужно рассмотреть, как работает аккреционный механизм по всему объёму галактики. На  рис. 1  показан разрез галактики.

 

 

Рис. 1

 

Межгалактический газ аккрецирует на ядро галактики со всех направлений. Излучение газа, аккрецирующего на галактику со стороны наблюдателя, имеет доплеровское красное смещение zD. В глубоких слоях галактики скорость аккреции больше. Красное смещение излучения даёт только та составляющая скорости, которая направлена по лучу зрения от наблюдателя к центру галактики. Например, в точках  А и В на рис.1  доплеровское красное смещение будет одинаковым, так как горизонтальные составляющие скоростей в этих точках одинаковы. Совокупность всех точек с одинаковым доплеровским красным смещением в разрезе образует фигуру, изображённую пунктиром. Совокупность таких точек по всему объёму галактики создаст поверхность, подобную поверхности лимона. Достигая наблюдателя, излучение преодолевает гравитацию галактики и приобретает второй компонент zG - гравитационное красное смещение. Гравитационное красное смещение  zG  будет одинаковым на всех концентрических сферах с центром в центре галактики. На рис.2  показана в разрезе совокупность поверхностей с одинаковыми zD и  zG. В телесном угле, направленном на наблюдателя и равном ≈600, эти поверхности практически являются соприкасающимися и сферическими. Излучение на избранной волне λ, идущее из различных точек тонкого сферического слоя, заключенного в этом телесном угле 600 (на рис.2 этот слой выделен цветом, а на рис.3 дано его пространственное изображение), будет иметь одинаковые красные смещения  z  и потому соберётся в одной эмиссионной линии с красным смещением z. Красное смещение z  включает в себя обе компоненты zD и  zG. Излучение из области вне телесного угла в разных точках одной сферической области имеет разные значения смещений z , и, вследствие этого, размазывается по всему спектру. Следовательно, в точке спектра с координатой  z и шириной Δz будет собрано излучение из всех точек тонкого сферического слоя, заключенного в телесном угле ≈600.

 

 

Поясним, почему определяющую роль играет излучение только из одного тонкого слоя. Интенсивность линии в спектре с красным смещением z определяется отношением J/z, где J  - излучение из слоя толщины R  а z - интервал крас­ных смещений, соответствующих толщине слоя R. В более удалённых от центра слоях излучение будет слабее из-за малости излучения ΔJ (мала скорости аккреции), а в более глубоких слоях красное смещение будет очень большим и соответственно большим будет Δz. Это приведёт к сильному уширению эмиссионных линий и, следовательно, снизит возможность их наблюдения.

Разумеется, эти соображения носят качественный характер и их следует проверить точными расчётами.

Расчёты были проведены в три этапа с возрастающей точностью.

1-й этап.  Расчёты сделаны при следующих упрощающих предположениях:

1. Учитывается только излучение из телесного угла ≈600;

2. Масса галактики точечная,  сосредоточена в точке О;

3. Не учитывается гравитационная составляющая zG красного смещения, т.е. принимается  z zD. Последнее упрощение требует отдельного пояснения.

Для сфероидальной галактики с массой  МG = 1045 г  и  радиусом RG = 1022 см были рассчитаны значения zD,  zG  а также отношение Rвид/RG  (Rвид –радиус видимой части галактики не скрытой фоном ночного неба)  в зависимости от расстояния r до галактики. Результаты расчётов приведены в таблице1. Как видно, в этом случае для  Rвид/RG ≥10-3    доплеровская составляющая  zD ≈ 2,4 zG,  то есть в первом приближении   можно принять z ≈  zD. Поэтому в случае точечной массы для упрощения расчётов также была оставлена только доплеровская составляющая.

 

Таблица 1

r,cм

1024

1025

1026

1027

2 ּ 1027

2,5 ּ 1027

Rвид/RG  

10

1,4ּ

8ּ10-2

6,3ּ10-4

5ּ10-5

1,8ּ10-5

zD

1,7410-6

1,3 ּ10-5

2,2ּ10-4

2,8ּ10-2

0,357

1,050

zG

7.2 ּ10-7

5,4ּ10-6

9,2ּ10-5

1,2ּ10-2

0,186

1,374

zD/zG

 

2,42

2.41

2.39

2.33

1.92

 

0. 764

 

При проведении расчётов следовало учесть вуалирующую роль фона ночного неба. Пусть JФ,λ1  интенсивность фона ночного неба на волне λ1 в области диска галактики. Тогда наблюдаемая (доступная фиксированию современными средствами) часть излучения галактики будет равна

J = J1SR2JФ,λ1,                                                                                                                  (1)

 

где       J1 – излучение на волне λ1  из сферического слоя с радиусом  R;

0<S<1 – константа, значение которой определяется качеством наблюдательной техники.

Величина J имеет максимум при значении ,   где М – масса галактики,  В    константа. Этот радиус, при котором в спектре обнаруживается  максимальная интенсивность линии, был назван эмиссионным радиусом галактики

 

  .                                                                                                                     (2)

Итак, основной вклад в спектр галактики на волне λ1 вносит излучение сферического слоя с радиусом, равным  Rеm.   При R > Rеm вклад в спектр излучения мал из-за малости величины J = J1SR2JФ,λ1. При R < Rеm велико гравитационное красное смещение, что приводит к сильному уширению спектральных линий и, следовательно, к снижению их интенсивности.

Тонкий сферический слой с радиусом Rеm, заключенный в телесном угле ≈600, назван эмиссионным слоем. Эмиссионному слою соответствует красное смещение

 

  .                                                                                                                     (3)

           

            2-й этап.  При расчётах оставлено лишь одно ограничение: учитывается только излучение из телесного угла ≈600. Второе и третье ограничения сняты, то есть масса галактики распределена по всему объёму с типичной концентрацией к центру и учтены обе компоненты красного смещения zD и  zG. Для расчётов взята сфероидальная галактика с массой  МG = 1045 г,  радиусом RG = 8∙1021 см. Расчёты показали, что в этом случае также имеется экстремум излучения J. Неожиданным был следующий результат: при расстоянии от наблюдателя  r =3ּ1027cм интенсивность спектра имеет два экстремума, т.е. у галактики две эмиссионных сферы с радиусами Rem1 = 1,2 ּ1016  и  Rem2 = 2,8 ּ1016см  (рис. 4).   Интенсивности спектра излучения, идущего от этих сфер, близки:  J1 = 1,25ּ1020;  J2  = 1,58ּ1020.  Красные смещения равны z1 = 2,50  и  z2 = 2,09. Поиск экстремума интенсивности спектра  излучения J производился только в области R >10-6 RG. Обнаруженные в этой области эмиссионные сферы являются доплеровскими, т.к. для линий спектра излучения, идущего с этих сфер zD>>zG. Подобные двойные профили спектральных линий часто встречаются у центральных объектов в ядрах галактик. За ними даже закрепилось название «двугорбые».

            Следует отметить, что два отчетливо выраженных экстремума интенсивности спектра  излучения с близкими  J1  и  J2  в нашем случае получаются только для довольно узких пределов изменения параметра  r . Для других значений r  экстремум один, причём Rеm имеет тот же порядок, что и значение,  найденное по формуле (2), а красное смещение близко к zem. Следовательно, формулы (2) и (3) пригодны для быстрых прикидочных расчётов.

 

 

Рис. 4

 

 

 

 

 

3-й этап.  Снято последнее ограничение – излучение суммируется по всему объёму галактики. Для расчётов взята сфероидальная галактика с массой  МG = 1044 г,  радиусом RG= 5∙1020 см, расстояние до галактики 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  (рис. 5).

 

Рис. 5

 

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.

           

- Оглавление -