Аккреционный механизм происхождения красных смещений в спектрах галактик

Аккреционный механизм происхождения красных смещений в спектрах галактик

Красное смещение излучения галактик объясняется двумя физическими явлениями: аккрецией межгалактического газа на центр масс галактики и флуктуациями фона ночного неба. Аккреция - это падение вещества на космическое тело из окружающего пространства. Флуктуации - случайные отклонения от среднего значения физических величин. Флуктуации возникают в системах, состоящих из большого числа частиц и принципиально неустранимы.

Фон ночного неба слагается в основном из трёх составляющих:

- излучение от далеких, слабых галактик,

- галактический фон (излучение слабых и ненаблюдаемых звезд нашей Галактики и рассеянное на межпланетной пыли излучение Солнца),

- свечение атмосферы, вызванное фотохимическими процессами в ее верхних слоях.

Небольшой вклад в фон ночного неба вносит также микроволновое фоновое излучение, флуктуации которого были недавно открыты.

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.

В настоящее время практически все астрономические наблюдения произведены с поверхности Земли. Внеатмосферная астрономия делает только первые шаги (телескоп Хаббла, НАСА и др.). Но даже при внеатмосферных наблюдениях галактик необходимо будет учитывать флуктуации фона ночного неба, так как галактическая и внегалактическая составляющие фона всё равно останутся.

Красное смещение галактик определяется по их спектрам. Известно, что спектры близких и далёких галактик различны. Спектры близких галактик являются линейчатыми спектрами поглощения (абсорбционными от латинского absorptio - "поглощать"). Пример такого спектра показан на рисунке 1

Рис. 1

В абсорбционном спектре видны линии поглощения, т.е. узкие разрывы в непрерывном распределении излучения. Происхождение этих линий объясняется тем, что полная энергия, которую испускает близкая галактика, представляет сумму излучений от всех ее звезд. А в спектре звезды абсорбционные линии возникают потому, что излучение горячих нижних слоев атмосферы звезды, проходя сквозь более холодные верхние слои, поглощается на некоторых длинах волн, характерных для определенных атомов и молекул.

Спектры далёких галактик являются линейчатыми спектрами излучения (эмиссионными от слова эмиссия - "испускать"). Возникновение эмиссионных линий в спектре галактики объясняется так. На центр масс галактики из межгалактического пространства аккрецирует газ. В процессе аккреции газ излучает эмиссионный спектр. Излучение аккрецирующего газа пропорционально скорости аккреции частиц, которая растет с уменьшением расстояния до центра галактики. Вследствие этого на непрерывный спектр галактики будут накладываться яркие эмиссионные линии аккрецирующего газа. Так как по отношению к наблюдателю аккрецирующий газ удаляется, то линии спектра газа будут смещены в красную сторону. Если аккрецирующий газ состоит в основном из водорода, то на непрерывном спектре галактики появятся более яркие линии спектра водорода (на рис. 2 показан эмиссионный спектр водорода).

Рис. 2

Есть также галактики, в спектрах которых присутствуют как эмиссионные, так и абсорбционные линии. Аккреционный механизм красного смещения должен объяснить особенности спектров как близких так и далёких галактик. Яркость (блеск) видимого диска галактики максимальна в центре диска (ядро галактики) и убывает к его краю. Кривая блеска J(R) единичной площадки диска галактики показана на рис. 3 (R - расстояние от единичной площадки до центра диска).

Рис. 3

Фон ночного неба Jф, обладает случайными флуктуациями с некоторой средней амплитудой ?Jф?const. Участок видимого диска галактики не может быть надежно зафиксирован в спектре, если его блеск не превосходит ?*? Iф, где ? - малая величина, значение которой зависит от экспозиции при фотографировании спектра. С увеличением экспозиции tэксп величина ? уменьшается, наблюдаемость линии в спектре увеличивается, достигая оптимальной при некотором значении экспозиции tопт. При tэксп > tопт качество спектра ухудшается. Таким образом, неограниченным увеличением экспозиции устранить отрицательное влияние фона ночного неба нельзя.

С увеличением расстояния r до галактики её блеск убывает. На рис.4 изображены кривые блеска трёх совершенно одинаковых галактик, но находящиеся на разных расстояниях от наблюдателя: r3 > r2 > r1. Покажем, что в зависимости от расстояния до наблюдателя, спектр галактики будет либо абсорбционным, либо эмиссионным, либо смешанным.

Рис. 4

Как видно из рис.4 при удалении галактики её видимый радиус R уменьшается: r2>r1, но R2<R1. Если расстояние до галактики равно r3, то её видимый радиус равен нулю, так как в этом положении галактика ненаблюдаема. Сравним излучение звёзд и излучение аккрецирующего газа из видимой части галактики. Объём видимой части галактики пропорционален R3. Излучение звёзд и излучение аккрецирующего газа нужно оценивать по одной и той же формуле:

J = k · ? · R3,

где k - коэффициент пропорциональности (в каждом случае свой), а ? - плотность излучающего вещества. Плотность излучающего звёздного вещества ?зв в ядре галактики можно в первом приближении принять постоянной. Тогда излучение звёзд Jзв будет равно:

Jзв = k1 R3, (1)

где k1 = kзв · ?зв

При оценке излучения аккрецирующего газа плотность аккрецирующего газа быстро возрастает по направлению к центру галактики. Чтобы оценить плотность газа, свяжем с аккрецирующим газом сферический слой толщины dR (рис. 5).

Рис. 5

Если бы внешняя и внутренняя сферы падали на центр галактики с одинаковой скоростью, то плотность газа, заключённого внутри слоя с уменьшением R возрастала бы со скоростью пропорциональной 1/R2, так как именно с такой скоростью уменьшался бы объём сферического слоя. Но в глубоких слоях галактики скорость аккрецирующих частиц возрастает до околосветовых значений. Это получено в расчетах и подтверждается наблюдениями (Воронцов-Вельяминов). В этом случае внутренняя сфера падает на центр быстрее внешней, объём сферического слоя уменьшается медленнее и, соответственно, плотность аккрецирующего газа возрастает медленнее. Для оценки излучения газа приняли

pаккр ~ 1/R1,5

Тогда излучение аккрецирующего газа из видимой части галактики будет таким:

Jаккр = k2 R1,5 (2)

Уменьшение видимого радиуса галактики R с увеличением расстояния r до галактики можно приближённо оценить по формуле:

R ~ (3)

где показатель p - положительная величина.

Если подставить оценку (3) в выражения (1) и (2), то получим формулы для оценки Jзв и Jаккр в зависимости от расстояния r до галактики:

Jзв = k1/ r3p, Jаккр = k2? r1,5p

На рис.6 схематически изображены графики этих зависимостей.

Рис. 6

Из сравнения оценок Jзв и Jаккр видим, что с увеличением расстояния r до галактики излучение звезд убывает значительно быстрей, чем излучение аккрецирующего газа, заключенного в том же объеме. Следовательно, для каждой галактики существует некоторое критическое расстояние rкр такое, что при r < rкр будет Jаккр < Jзв, то есть в спектре галактики будет доминировать излучение звезд, а при r > rкр будет Jаккр > Jзв, то есть в спектре галактики будет доминировать излучение аккркцирующего газа. При значении r порядка rкр оба вида излучения будут соизмеримы по мощности. При этом в спектре галактики будут наблюдаться как эмиссионные, так и абсорбционные линии.

Таким образом, аккреционный механизм красного смещения объясняет особенности спектров галактик. Эмиссионные спектры галактик не являются свидетельствами какой-то особой природы этих галактик, а просто свидетельствуют об их удалённости.

Однако остаётся один вопрос, который требует дальнейшего разъяснения: 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.

Ответ на этот вопрос, а также на некоторые другие интересные вопросы, будет дан в последующих разделах.

ЗАМЕЧАНИЕ. Основным возражением против аккреционного механизма красных смещений было следующее: аккрецирующий газ ионизован, значит, является плазмой, галактики имеют магнитные поля, плазма вморозится в магнитное поле и, следовательно, никакой аккреции мы не увидим.

На это возражение можно ответить так. Магнитные поля галактик до настоящего времени практически не изучены. Только в последние годы появилось исследование по магнитным полям ближайших спиральных галактик. Среди исследованных галактик, крупномасштабное магнитное поле которых удалось идентифицировать, около 80% составляют галактики с дипольным или квадрупольным магнитным полем - так называемые бисимметричныее поля (Рузмайкин и др.). Структура этих полей показана на рис. 7.

Рис. 7 Дипольное поле (Рис. слева) - Квадрупольное поле (Рис. справа)

Если наблюдатель расположен по отношению к галактие так, как показано на рис. 8, то межгалактический газ аккрецирует на полюс не прямолинейно, а соскальзывает по магнитным линиям, создавая "эффект воронки". Это явление должно приводить к тому, что у спиральных галактик в скоплениях должны наблюдаться бoльшие красные смещения, чем у галактик других морфологических типов. И действительно, это было зафиксировано в наблюдениях (Гирауд, Сулентик).

Рис. 8

Если галактика расположена по отношению к наблюдателю так, как показано на рис. 9, то эффект останется, только видимая скорость аккреции будет равна проекции истинной скорости на луч зрения. Это, в частности, означает, что красное смещение галактики зависит в том числе от ориентации галактики по отношению к наблюдателю. У двадцати процентов спиральных галактик, магнитное поле которых не является бисимметричным, также возможно аналогичное объяснение красного смещения, так как у них также есть разомкнутые на мировое пространство силовые линии.

Рис. 9

Остаётся добавить, около 70% всех галактик - спиральные (Фридман). Что касается галактик других морфологических типов, то о структуре магнитного поля таких галактик пока ничего не известно. В настоящее время предполагается, что их магнитное поле слабее магнитного поля спиральных галактик. Во всяком случае, оснований категорически отвергать для этих галактик механизм аккреции, подобный изложенному, нет.