Л.М. Топтунова

Что такое красное смещение галактик

 

Красное смещение возникает, если свет испускает удаляющийся источник (рис.1). При этом длина электромагнитного излучения увеличивается. Это явление н6азывается эффектом Доплера. Доплеровское красное смещение равно отношению приращения длины волны к исходной длине волны  .

Рис. 1

Известно, что излучение галактик имеет красное смещение. Означает ли это, что галактики от нас удаляются? Попробуем ответить на этот вопрос.

Межгалактическая пустота не совсем пуста. Она заполнена газом (преимущественно водородом) с плотностью одна частица на один кубический метр. Газ разогрет до температуры 107÷108 0К. При такой температуре газ ионизирован, так что в межгалактических пространствах носятся с огромной скоростью   электроны  и ядра атомов.

Но как ни велика скорость частиц, однажды они влетают в область, где гравитационное притяжение галактики их захватывает и с этого начинается их полёт к центру галактики, называемый аккрецией межгалактического газа. Расстояние, с которого начинается аккреция, называется радиусом аккреции. Величина радиуса аккреции зависит только от массы галактики и не зависит ни от формы, ни от структуры галактики. Для стандартной спиральной галактики радиус аккреции приблизительно в полтора раза больше радиуса галактики.

На пути от начала аккреции до края галактики изначально присущее межгалактическому газу тепло излучается,  электроны и ионы объединяются в нейтральные атомы. При дальнейшей аккреции к центру галактики газ непрерывно ускоряется, достигая в глубоких слоях галактики релятивистских значений. При этом он уплотняется и медленно нагревается от нескольких десятков градусов на краю галактики до нескольких сот градусов в глубоких слоях галактики. Но такой температуры недостаточно для ионизации газа и в дальнейшем газ аккрецирует уже как электронейтральный.

Однако при аккреции всё же происходят кратковременные ионизации атомов при столкновениях аккрецирующих атомов с частицами межзвездного газа, а также при их столкновениях между собой. Образовавшиеся ионы и электроны вскоре вновь объединяются в нейтральные атомы. Этот непрерывно идущий процесс называется рекомбинацией и сопровождается излучением. Чем ближе к центру галактики, тем больше скорость и плотность аккрецирующего газа и тем мощнее рекомбинационное излучение. В глубоких слоях галактики излучение из единицы объёма для аккрецирующего газа может на несколько порядков превышать излучение звёзд.

Само по себе явление аккреции вызвать красное смещение излучения галактики не может. Красное смещение излучения галактики вызывается сочетанием аккреции межгалактического газа и влияния фона ночного неба. Вот как это описывается в книге «Поверхностная фотометрия галактик» (http://www.astronet.ru/db/msg/1169511/node7.html): «…галактики наблюдаются на фоне ночного неба, излучение которого дает заметный вклад в распределение яркости изучаемых объектов (особенно в их слабых периферийных областях). Основной вклад в яркость безлунного ночного неба дают следующие составляющие:

 

1. свечение атмосферы, обусловленное фотохимическими процессами в ее верхних слоях;

2. зодиакальный свет –  рассеянное на межпланетной пыли излучение Солнца;

3. излучение слабых и неразрешенных звезд нашей Галактики;

4. диффузное излучение от далеких, слабых галактик.

 

С середины прошлого века в астрономии стал применяться фотографический метод регистрации излучения. В настоящее время он занимает ведущее место в оптических методах астрономии. Длительные экспозиции на высокочувствительных пластинках позволяют получать фотографии очень слабых объектов, в том числе таких, которые практически недоступны для визуальных наблюдений. В отличие от глаза, фотографическая эмульсия способна к длительному накоплению светового эффекта».

Фон неба при фотометрии приводит к сильному искажению периферийных областей галактик.  Можно легко получить усеченные распределения яркости. Иными словами, периферийные области далёких галактик на фотографии попросту не фиксируются. Причем, чем дальше от нас галактика, тем большая часть её периферии на фотографии отсутствует. Особенно велика отрицательная роль статистических флуктуаций фона ночного неба. Флуктуации фона ночного неба обусловлены в основном тем, что свечение атмосферы изменяется в среднем каждые 2-3 минуты на величину порядка 2%. Кроме того галактическая и внегалактическая составляющие фона могут давать мощные кратковременные световые вспышки, превышающие иногда интенсивность фона в 70 раз. Наблюдения из космоса не могут сильно улучшить ситуацию, поскольку в этом случае из четырёх составляющих фона исключается только первая -  свечение верхних слоев атмосферы.

Яркость галактического диска наибольшая в центре диска. К краю диска яркость сильно уменьшается. Поэтому с увеличением расстояния до галактики на фотографии перестают фиксироваться периферийные области диска. На рис.2 это схематически показано с помощью цвета: чем темнее область диска, тем раньше она становится невидимой при фотографировании.

Рис. 2

Красное смещение излучения галактик изучают по их спектрам (рис.3).

Рис. 3

Во внешних  слоях галактики (на рис.2 тёмных) рекомбинационное излучение аккрецирующего газа ещё очень слабое. Там основной вклад в излучение идёт от звёзд. Поэтому для близких галактик спектр определяется излучением звёзд. Зато для очень далёких галактик  в спектр попадает излучение только из центральной светлой области. Поэтому спектр очень далёких галактик состоит практически только из рекомбинационного излучения газа. Потому что в глубоких слоях галактики (центральная светлая область на рис.2) рекомбинационное излучение многократно мощнее излучения звёзд. В спектре рекомбинационное излучение даёт светлые (эмиссионные) линии. Линии в спектре могут образоваться только излучением из областей, расположенных в двух телесных углах ≈600, показанных на рис.4. Излучение их областей, расположенных вне этих двух телесных углов, размазывается по всему спектру, не образуя линий излучения. Объяснение этому факту дано здесь: (http://www.astrogalaxy.ru/786.html).

 

Рис.4

Газ, аккрецирующий на ядро галактики справа, от наблюдателя удаляется и потому имеет красное смещение. Газ, аккрецирующий на ядро галактики слева, к наблюдателю приближается и потому должен иметь фиолетовое смещение. Но излучение, идущее слева, экранировано от наблюдателя ярким ядром галактики. Поэтому в спектре линии с фиолетовым смещением никогда не наблюдаются.

Чтобы понять, как возникает эмиссионная линия в спектре, нужно учесть две тенденции:
1.Чем больше скорость аккрецирующего газа, тем мощнее его излучение;
2. Чем больше скорость аккрецирующего газа, тем сильнее размыта эмиссионная линия. Пример размытых зелёной и красной линий в спектре показан на рис.5

Рис.5

При слишком большой скорости аккрецирующего газа эмиссионная линия может размыться настолько, что в спектре её будет невозможно опознать.

Из-за противоборства этих двух тенденций в спектр, как правило, попадает излучение из одного тонкого эмиссионного (излучающего) слоя. На рис.6  он выделен цветом. Дело в том, что ближе к краю галактики скорость аккреции ещё мала и потому рекомбинационное излучение слабо влияет на спектр. А ближе к центру галактики наоборот - скорость слишком большая и потому эмиссионные линии размыты настолько, что их невозможно опознать. Таким образом, по линиям в спектре из этого токого  эмиссионного слоя и определяют величину красного смещения .

Рис. 6

Ошибка современной космологии состоим в том, что скорость аккрецирующего газа в эмиссионном слое принимают за скорость удаляющейся галактики. На самом же деле галактика никуда не удаляется, а удаляется от наблюдателя лишь газ в эмиссионном слое, что и отражается в спектре.

Расстояние эмиссионного слоя от центра галактики пропорционально квадрату массы галактики:  R ~ М2. Поэтому, если у одной из двух галактик масса в два раза больше, то её излучающий слой будет в 4 раза дальше от центра, чем у менее массивной галактики.  Вследствие этого аккрецирующий газ в эмиссионном слое большей галактики разгоняется до менее высоких скоростей, чем у малой галактики. Чем меньше скорость, тем меньше красное смещение. Поэтому для двух рядом расположенных галактик красное смещение будет больше у галактики меньшей массы.  Таким образом, красное смещение зависит не только от расстояния до галактики, но и от её массы. Точная формула зависимости такая:

 ,                                                              (1)

(B – константа). Именно это красное смещение и будет восприниматься наблюдателем, как красное смещение галактики.

Сравним выражение (1) с выражением для красного смещения, следующего из закона Хаббла:

                                                                     (2)

(H – постоянная Хаббла,  c – скорость света).

Из сравнения (1) и (2) следует, что

1.  Закон Хаббла в виде  (2)  верен только в среднем для совокупности галактик разных масс.

2. Для отдельно взятой галактики закон Хаббла в виде (2) при фиксированном значении Н, может быть не верен.  Используя закон Хаббла для определения расстояний до галактик ( r = c/H ·z), мы можем завышать расстояние до галактик малых масс, и занижать расстояние до галактик больших масс.