3. Возникновение смещённых линий в непрерывном спектре галактик

В предыдущей работе "1. 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:

Межгалактический газ аккрецирует на ядро галактики со всех направлений. Излучение газа, аккрецирующего на галактику со стороны наблюдателя, имеет доплеровское красное смещение z_D. В глубоких слоях галактики скорость аккреции больше. Красное смещение излучения даёт только та составляющая скорости, которая направлена по лучу зрения от наблюдателя к галактике. Например, в точках А и В на рис.1 доплеровское красное смещение будет одинаковым. 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 z_G - гравитационное красное смещение. Гравитационное красное смещение z_G будет одинаковым на всех концентрических сферах с центром в центре галактики. На рис.2 показана в разрезе совокупность поверхностей с одинаковыми z_D и z_G. В телесном угле, направленном на наблюдателя и равном ≈60°, эти поверхности можно считать соприкасающимися и сферическими. Излучение на избранной волне λ, идущее из различных точек тонкого сферического слоя, заключенного в этом телесном угле, будет иметь одинаковые красные смещения z, включающие в себя обе компоненты z_D и z_G. Излучение из области вне телесного угла в разных точках одной сферической области имеет разные значения смещений z, и, вследствие этого, размазывается по всему спектру. Интенсивность линии в спектре с красным смещением z определяется отношением ΔJ/Δz, где ΔJ - излучение из слоя толщины ΔR, а Δz - интервал красных смещений, соответствующих толщине слоя ΔR. Следовательно, в точке спектра с координатой z и шириной Δz будет собрано излучение из всех точек тонкого сферического слоя, заключенного в телесном угле ≈60°.

Соображения в пользу того, что определяющую роль играет излучение только из одного такого слоя (выделен цветом) такие. 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 со всё возрастающей точностью.

• 1. Учитывается только излучение из телесного угла ≈60°;
• 2. Масса галактики точечная, сосредоточена в точке Ο;
• 3. Не учитывается гравитационная составляющая z_G красного смещения, т.е. принимается z ≈ z_D. Последнее упрощение требует отдельного пояснения.

Для сфероидальной галактики с массой МG = 10⁴⁵ г и радиусом RG = 10²² см были рассчитаны значения z_D, z_G а также отношение R_вид/R_G (R_вид - 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 R_вид/R_G≥10^-3 доплеровская составляющая z_D ≈ 2,4 z_G, то есть в первом приближении можно принять z ≈ z_D. Поэтому в случае точечной массы для упрощения расчётов также была оставлена только доплеровская составляющая.

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

J = J_ι - SR²J_Ф,λι,                                         (1)

Величина J имеет максимум при значении , где М - масса галактики, а 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 λι вносит излучение сферического слоя с радиусом, равным R_еm. При R > R_еm вклад в спектр излучения мал из-за малости величины J = J_ι - SR²J_Ф,λι. При R < R_еm велико гравитационное красное смещение, что приводит к сильному уширению спектральных линий и, следовательно, к снижению их интенсивности.

Тонкий сферический слой с радиусом R_еm, заключенный в телесном угле ≈60°, назван эмиссионным слоем. Эмиссионному слою соответствует красное смещение

                                         (3)

2-й этап. При расчётах оставлено лишь одно ограничение: учитывается только излучение из телесного угла ≈60°. Второе и третье ограничения сняты, то есть масса галактики распределена по всему объёму с типичной концентрацией к центру и учтены обе компоненты красного смещения z_D и z_G. Для расчётов взята сфероидальная галактика с массой М_G = 10⁴⁵ г, радиусом R_G = 8•10²¹ см. Расчёты показали, что в этом случае также имеется экстремум излучения J. Неожиданным был следующий результат: при расстоянии от наблюдателя r =3•10²⁷cм интенсивность спектра имеет два экстремума, т.е. у галактики две эмиссионных сферы с радиусами R_em1=1,2•10¹⁶cм и R_em2=2,8•10¹⁶см (см. рис. 3). Интенсивности спектра излучения, идущего от этих сфер, близки: J1 = 1,25•10²⁰; J2 = 1,58•10²⁰. Красные смещения равны z₁ = 2,50 и z₂ = 2,09. Поиск экстремума интенсивности спектра излучения J производился только в области R>10^-6R_G. Обнаруженные в этой области эмиссионные сферы являются доплеровскими, т.к. для линий спектра излучения, идущего с этих сфер z_D>>z_G. 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 R_еm имеет тот же порядок, что и значение, найденное по формуле (2), а красное смещение близко к z_em. Следовательно, формулы (2) и (3) пригодны для быстрых прикидочных расчётов.

3-й этап. Снято последнее ограничение - излучение суммируется по всему объёму галактики. Для расчётов взята сфероидальная галактика с массой М_G = 10⁴⁴г, радиусом R_G= 5•10²⁰см, расстояние до галактики r=5•10²⁶см. Спектр имеет два основных экстремума: узкий фиолетовый и широкий красный в точке z_em, близкой к красному смещению, найденному ранее по излучению, идущему из угла в 60° (рис. 4).

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. Вопрос о том, наблюдались ли ранее линии с фиолетовым смещением и что мешает обнаружению таких линий - это вопрос отдельного обсуждения.

Авторство, источник и публикация:
1. Подготовлено проектом 'Астрогалактика'
2. Публикация проекта, январь 2009
3. Автор статьи Л.М. Топтунова
для проекта 'Астрогалактика'

Главная страница раздела