Красное смещение возникает, если свет испускает удаляющийся источник.
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). По последним данным плотность межгалактического газа — одна частица на один кубический дециметр. 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. 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 около-световых скоростей. 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 нейтральный.
Однако при аккреции всё же происходят акты 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 в десятки и сотни раз 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 фона ночного неба.
Что такое фон ночного неба? Основной вклад в яркость безлунного ночного неба вносят следующие составляющие:
- свечение атмосферы, обусловленное фотохимическими процессами в ее верхних слоях;
- зодиакальный свет – рассеянное на межпланетной пыли излучение Солнца;
- излучение слабых и неразрешенных звезд нашей Галактики;
- диффузное излучение от далеких, слабых галактик.
С середины прошлого века в астрономии применяется фотографический метод регистрации излучения (фотометрия). Длительные экспозиции на высокочувствительных пластинках позволяют получать фотографии (или спектры) очень слабых объектов, в том числе таких, которые практически недоступны для визуальных наблюдений.
Фон неба при фотометрии приводит к сильному искажению периферийных областей галактик. Для далёких галактик периферийные области на фотографии попросту не фиксируются. Причем, чем дальше от нас галактика, тем большая часть её периферии на фотографии отсутствует. При этом особенно велика отрицательная роль флуктуаций (случайных всплесков яркости) 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 галактик 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 (или в спектре) перестают фиксироваться периферийные области диска. На рис.1 это схематически показано с помощью цвета: чем темнее область диска, тем раньше она становится невидимой при фотографировании.
Рис. 1
Красное смещение излучения галактик изучают по их спектрам. На рис.2 показан спектр, на котором видны многочисленные тёмные линии поглощения и несколько светлых линий излучения
Рис. 2
Во внешних слоях галактики (на рис.1 это тёмные области) 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 в основном из центральной области (на рис.1 это светлая область). Поэтому спектр очень далёких галактик состоит из рекомбинационного излучения газа, так как в глубоких слоях галактики рекомбинационное излучение многократно мощнее излучения звёзд. В спектре рекомбинационное излучение даёт светлые (эмиссионные) линии.
Исследование показало, что линии в спектре галактики образуются излучением преимущественно из областей, расположенных в двух телесных углах ≈ 600 (рис.3). Излучение из областей, расположенных вне этих двух телесных углов, чётких линий не даёт, оно просто размазывается по всему спектру.
Рис.3
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, во-первых ярким ядром галактики, а во-вторых пылью, которой обычно забита центральная область 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.
При слишком большой скорости аккрецирующего газа эмиссионная линия может размыться настолько сильно, что в спектре её невозможно будет опознать.
Из-за противоборства этих двух тенденций в спектр, как правило, попадает излучение из одного тонкого эмиссионного (излучающего) слоя. На рис.4 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 так, что их не видно. По сдвигу линий в спектре, полученном из этого тонкого эмиссионного слоя, и определяют величину красного смещения.
Рис. 4
Ошибка современной космологии состоит 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.
Красное смещение линий спектра обладает удивительной на первый взгляд особенностью: для двух расположенных рядом галактик красное смещение будет больше у той галактики, масса которой меньше. Это объясняется тем, что у галактики меньшей массы эмиссионный слой расположен глубже, ближе к ядру. Вследствие этого у мало массивной галактики красное смещение оказывается больше, чем у более массивной галактики на таком же расстоянии. То есть красное смещение зависит не только от расстояния до галактики, но и от массы галактики. Формула зависимости такая:
B – константа.
Эта зависимость напоминает по форме закон Хаббла
Закон Хаббла верен только в среднем для совокупности галактик разных масс. Для каждой отдельно взятой галактики закон Хаббла может дать очень большую погрешность. Если бы все галактики имели одинаковую массу М, то оба закона (1) и (2) были бы идентичны. Но массы галактик могут отличаться на несколько порядков. Поэтому использование формулы (1) вместо более точной формулы (2) приводит иногда к тяжёлым ошибкам.
Сейчас закон Хаббла широко применяют для определения космических расстояний. Можно ли быть уверенным, что расстояние, найденное по закону Хаббла, будет близко к истинному?
В астрономии есть методы определения расстояний до галактик, независимые от определения расстояний по красному смещению. Расстояние определяют по звёздам – по цефеидам, по сверхновым I . Есть также ряд других методов. На основании этих методов выработана такая рекомендация:
Для галактик с красным смещением z<0,5 формулой Хаббла (1) пользоваться можно. Для галактик с z>0,5 зависимость (1) принимает более сложный вид и, что особенно неприятно, этот более сложный вид неодинаков для различных космологических моделей Вселенной.
Это интересно
+1
|
|||
Последние откомментированные темы:
-
Ответы на детские вопросы про "Лунную Афёру"
(1)
kauperwud
,
28.02.2022
-
Космический корабль в несколько километров: все, что известно о новом проекте Китая
(2)
андрей1
,
27.02.2022
-
ЗАГАДКИ "ПАРАДОКСА ФЕРМИ" БОЛЬШЕ НЕТ?
(3)
donskarloss@gmail.com
,
27.02.2022
-
Марсианские реки
(1)
donskarloss@gmail.com
,
27.02.2022
-
Семь спорных причин считать, что на Земле существовали цивилизации до людей
(1)
donskarloss@gmail.com
,
24.02.2022
20240425111216