po tekstam po klyuchevym slovam v glossarii po saitam perevod po katalogu

Razmernosti i podobie astrofizicheskih velichin << § 7.5 Chislennoe modelirovanie ploskih vrashayushih galaktik | Oglavlenie | § 8.2 Gravitacionnaya neustoichivost' >>

Glava VIII. Primenenie analiza razmernostei k zadacham kosmologii

§ 8.1 Struktura kvazarov i yader galaktik

Processy, protekayushie v kvazarah i yadrah galaktik, predstavlyayut soboi odnu iz samyh bol'shih zagadok v astrofizike. V samom dele, mnogie otkrytiya poslednih let byli ponyaty v ramkah izvestnyh fizicheskih zakonov. Pul'sary byli otozhdestvleny s davno predskazannymi neitronnymi zvezdami; reliktovoe izluchenie, kak sledstvie modeli "goryachei Vselennoi", bylo ranee rasschitano teoreticheski; linii "misteriuma" v radiodiapazone byli otozhdestvleny s kosmicheskim mazerom i t.d. Vmeste s tem, nashe ponimanie prirody kvazarov i yader galaktik ne namnogo rasshirilos' so vremeni pervogo teoreticheskogo "buma", posledovavshego za otkrytiem kvazarov v 1963 g.

Harakternymi detalyami opticheskih spektrov kvazarov i yader galaktik yavlyayutsya emissionnye linii, imeyushie slozhnuyu strukturu i neobychainuyu shirinu, poroi dostigayushuyu sotni angstrem. Spektroskopicheskie nablyudeniya pozvolyayut opredelit' parametry oblasti, v kotoroi obrazuyutsya ukazannye linii, i postroit' ee geometricheskuyu model'. Vnutrennie, naibolee plotnye chasti gazovoi obolochki imeyut plotnosti poryadka 10⁷ sm^-3 i razmery okolo parseka (10¹⁸ sm). Naruzhnye chasti prostirayutsya do desyatkov i soten parsek, postepenno perehodya v mezhzvezdnyi gaz okruzhayushei galaktiki. Kvazary, po-vidimomu, takzhe yavlyayutsya yadrami galaktik, no gigantskih ellipticheskih, a ne spiral'nyh, izvestnyh pod nazvaniem galaktik Seiferta. Dannye o fizicheskih parametrah dlya ryada kvazarov i rodstvennyh ob'ektov privedeny v tabl. 14.

Tablica 14

Ob'ekt		Opticheskaya svetimost', erg/sek	Massa gaza, M_☉	Effektivnaya skorost', km/sek	Kineticheskaya energiya gaza, erg	Massa central'nogo tela, M_☉
Kvazary	ZS-273	10⁴⁶	10⁶	± 3500	10⁵⁶	2 ⋅ 10⁹
Kvazary	ZS-48	10⁴⁵	10⁵	± 1000	10⁵⁵	10⁹
N-galaktiki	Tonancitla 256	3 ⋅ 10⁴⁴	3 ⋅ 10⁴	± 1500	5 ⋅ 10⁵⁴	3 ⋅ 10⁸
N-galaktiki	ZS-120	10⁴⁴	10³	± 3000	3 ⋅ 10⁵³	10⁸
Galaktiki Seiferta	Markaryan 79	3 ⋅ 10⁴³	10⁴	± 2500	5 ⋅ 10⁵³	5 ⋅ 10⁷
	NGC 4151	10⁴³	10³	± 2500	5 ⋅ 10⁵²	5 ⋅ 10⁷
	NGC 1275	10⁴³	10³	± 1500	10⁵²	5 ⋅ 10⁷
	NGC 4051	10⁴¹	10²	± 1000	10⁵⁰	10⁶

Pervym otlichitel'nym svoistvom kvazarov i yader galaktik yavlyaetsya bol'shaya koncentraciya energii v otnositel'no nebol'shom ob'eme. Vtorym vazhnym svoistvom yavlyaetsya bol'shaya kineticheskaya energiya gaza, na mnogo poryadkov prevoshodyashaya energiyu vzryva sverhnovyh zvezd. Tret'e, ves'ma ekzoticheskoe svoistvo, - peremennost' bleska kvazarov i yader galaktik.

Na ris. 40 vosproizvoditsya krivaya bleska odnogo iz naibolee izuchennyh ob'ektov etogo klassa - seifertovskoi galaktiki NGC 4151 [1]. Poskol'ku harakternoe vremya naimen'shego perioda ne prevoshodit neskol'kih mesyacev i dazhe nedel', sootvetstvenno mozhno ocenit' i harakternyi razmer izluchayushih elementov - ne bolee 10¹⁶-10¹⁷ sm. Imeyutsya argumenty, ukazyvayushie na to, chto glavnoe telo kvazara nahoditsya vnutri gazovoi obolochki.

Fizicheskie svoistva sobstvenno yadra kvazara neyasny. Istoricheski pervoi gipotezoi v etom napravlenii byla gipoteza Hoila - Faulera o gravitacionnom kollapse massivnogo tela. Rassmatrivalis' takzhe varianty skopleniya neitronnyh zvezd, magnito-turbulentnogo obrazovaniya, gigantskogo kvazipul'sara s bystrym vrasheniem, "chernoi dyry" v centre galaktiki i t.d. (podrobnosti sm, v [2]). My ne budem rassmatrivat' zdes' eti modeli. Privedem rezul'taty analiza svoistv kvazarov soglasno interesnoi rabote Daisona [3].

Ris. 40. Krivaya bleska yadra seifertovskoi galaktiki NGC 4151 [1].

Model' Daisona osnovana na idee gravitacionnogo kollapsa - mehanizma, sposobnogo obespechit' nablyudaemuyu energetiku. Yadro mozhet byt' kak edinym telom, tak i skopleniem zvezd, i gde-to v etom yadre proishodyat lokal'nye processy kollapsa. V kazhdom epizode kollapsiruet massa, sootvetstvuyushaya harakternoi masse M_∗ (formula (1.44)), i vydelyaetsya energiya Mc² ≈ m_pc²δ^-3/2. Eta energiya zatem pereraspredelyaetsya v nekotorom ob'eme, zanyatom gazom. Mezhdu kollapsom i osvobozhdeniem energii v vide izlucheniya sushestvuet nekotoryi vremennoi interval. Dlya nablyudatelya eto est', veroyatno, harakternoe vremya minimal'nyh fluktuacii bleska. Uslovie dlya vremeni zaderzhki zaklyuchaetsya v tom, chto sfera s radiusom R=ct dolzhna imet' opticheskuyu tolshu poryadka edinicy. Predpolagaetsya, chto neprozrachnost' opredelyaetsya rasseyaniem na svobodnyh elektronah. Kolichestvo vysvechivaemoi energii, radius oblasti, temperatura i plotnost' gaza mogut byt' opredeleny iz prostyh razmernostnyh sootnoshenii.

Udobno vvesti velichinu harakternogo chisla chastic v zvezde

$N \approx \frac{M_*}{m_p}.$ (8.1)

Schitaem, chto oblast' radiusa R imeet opticheskuyu tolshu poryadka edinicy

$\sigma_T n_e R \approx 1.$ (8.2)

gde σ - koefficient tomsonovskogo rasseyaniya. Predpolagaya, chto pri kollapse massa obolochki, sravnimaya s massoi zvezdy, "raspylilas'" po vsei oblasti, imeem

$R\sigma_T\frac{3}{4\pi}\frac{N}{R^3} \approx 1,$

otkuda

$R \approx \sqrt{\frac{\sigma_T}{\pi}N}.$ (8.3)

Vspominaya, chto R=ct i vyrazhaya koefficient tomsonovskogo rasseyaniya cherez mirovye postoyannye, naidem vyrazhenie dlya harakternogo vremeni vspleska:

$t \approx \sqrt N \frac{e^2}{m_e c^3}.$ (8.4)

Dlya elektronnoi plotnosti v oblasti vysvechivaniya imeem

$n_e \approx \frac{3}{4\pi}\frac{N}{(ct)^3} \approx \frac{3}{4\pi}N^{-1/2}\left(\frac{m_e c^2}{e^2}\right)^3.$ (8.5)

Dlya opredeleniya temperatury budem ishodit' iz usloviya ravenstva plotnosti kineticheskoi i luchistoi energii. Plotnost' kineticheskoi energii est'

$\epsilon_K = \frac{3}{4\pi}\frac{Nm_p c^2}{R^3},$ (8.6)

a plotnost' luchistoi energii, kak izvestno,

$\epsilon_T \approx aT^4 \approx \frac{(kT)^4}{(\hbar c)^3}.$ (8.7)

Sravnivaya (8.6) i (8.7), naidem temperaturu izlucheniya

$kT \approx \sqrt[4]{\frac{3}{4\pi}\frac{Nm_p c^2}{R^3}(\hbar c)^3}.$ (8.8)

Ostalos' vyvesti formulu dlya svetimosti. Polagaya, chto energiya vysvechivaetsya za harakternoe vrem t soglasno (8.4), poluchim

$L = \frac{M_* c^2}{t} \approx \frac{m_p c^2}{t}N.$ (8.9)

Vyrazim vse formuly cherez mirovye postoyannye i velichinu N. Poskol'ku znacheniya postoyannyh izvesti (sm. prilozhenie II), aN ≈ 4 ⋅ 10⁵⁷, to poluchaem:

harakternoe vremya pul'sacii bleska

$t \approx \sqrt N \frac{e^2}{m_e c^3} \approx 7 \cdot 10^5 \mbox{sek} \approx 7 \mbox{dnei};$

harakternyi razmer oblasti vysvechivaniya

$R \approx \sqrt N \frac{e^2}{m_e c^2} \approx 2 \cdot 10^{16} \mbox{sm};$

elektronnaya plotnost'

$n_e \approx N^{-1/2}\left(\frac{m_e c^2}{e^2}\right)^3 \approx 10^8 \mbox{sm}^{-3};$

temperatura izlucheniya

$kT \approx N^{-1/8}(m_p c^2)^{1/2}\left(\frac{\hbar m_ec^3}{e^2}\right)^{3/4} \approx 10^{-11} \mbox{erg},$

$T = 10^5 K$

integral'naya svetimost'

$n_e \approx N^{-1/2}\left(\frac{m_e c^2}{e^2}\right)^3 \approx 10^8 \mbox{sm}^{-3};$

Model' Daisona interesna prezhde vsego s metodicheskoi tochki zreniya. Putem ves'ma prostyh i naglyadnyh rassuzhdenii vyyavlyaetsya sushnost' processov, protekayushih v kvazarah. Vse formuly svodyatsya k mirovym postoyannym, chto pozvolyaet provesti chislennye ocenki. Odnako nuzhno otmetit', chto pri kollapse odnoi solnechnoi massy vysvechivanie proishodit dostatochno bystro, za vremya poryadka nedeli, togda kak real'naya svetimost' kvazarov i yader galaktik - process gorazdo bolee dlitel'nyi. Chtoby ob'yasnit' svetimost' kvazara v ram>kah mehanizma Daisona, sluchai kollapsa dolzhny proishodit' dostatochno chasto v techenie dlitel'nogo vremeni.

V principe, ves'ma informativnymi yavlyayutsya nablyudeniya peremennosti bleska kvazarov i yader galaktik. Esli yadro kvazara - skoplenie zvezd, to izmeneniya bleska budut nosit' harakter sluchainyh fluktuacii. Esli, naoborot, krivaya bleska periodicheskaya, neobhodimo rassmatrivat' vrashayushuyusya model' napodobie pul'sara. Sushestvuyushii nablyudatel'nyi material osnovan na fotograficheskih izmereniyah, i poluchaemye vyvody sporny. Bolee tochnye fotoelektricheskie nablyudeniya nachaty otnositel'no nedavno. Poka mozhno sdelat' predvaritel'nyi vyvod, chto izmeneniya bleska kvazarov ne yavlyayutsya strogo periodicheskimi, no v to zhe vremya ih nel'zya schitat' chisto sluchainymi.

Privedem takzhe ocenki mass central'nogo tela kvazara ili yadra galaktiki, poluchennye neskol'kimi sposobami po formulam, privedennym v etoi knige. Vo-pervyh, mozhno ispol'zovat' teoriyu sil'nogo vzryva, predpolagaya podobie kvazarov i sverhnovyh. Kineticheskaya energiya vzryva sverhnovoi pervogo tipa s massoi poryadka solnechnoi massy sostavlyaet 10⁴⁸ - 10⁴⁹ erg. Schitaya processy v sverhnovyh i kvazarah podobnymi, poluchim, chto pri kineticheskoi energii gaza v ZS-273, ravnoi 10⁵⁵ erg, neobhodim vzryv tela s massoi 10⁷ mass Solnca. Dlya galaktiki NGC 4051 poluchaem massu 100 solnechnyh. Esli ne vsya massa central'nogo tela vzryvaetsya, eti ocenki dayut zanizhennoe znachenie massy.

Vtoroi sposob osnovan na opredelenii massy po svetimosti v predpolozhenii, chto svetimost' blizka k kriticheskoi [2]. Poskol'ku kriticheskaya svetimost' dlya odnoi solnechnoi massy sostavlyaet ∼ 10³⁸ erg/sek, poluchaem dlya ZS-273 ocenku massy 10⁸-10⁹ mass Solnca, dlya NGC 4051 - okolo 10³ mass Solnca. I zdes' poluchaetsya zanizhennaya massa, poskol'ku real'naya svetimost' kvazarov i yader galaktik, skoree vsego, nizhe kriticheskoi. Eshe odin sposob zaklyuchaetsya v izuchenii krivoi vrasheniya galaktiki, soderzhashei kvazar ili seifertovskoe yadro. Etu vozmozhnost' ne vsegda udaetsya realizovat' vvidu celogo ryada specificheskih uslovii (nalichie emissii gaza, podhodyashii ugol naklona, dostatochnyi uglovoi razmer i t. d.). Odnako v etom sluchae mozhno dat' dinamicheskuyu ocenku massy, zaklyuchennoi vnutri nekotorogo radiusa. Dlya odnoi iz seifertovskih galaktik NGC 1068 takaya ocenka privodit k predelu M ≲ 10⁸ mass Solnca.

Nakonec ocenka massy central'nogo tela vozmozhna, esli predpolozhit', chto nablyudaemye skorosti gaza ravny po poryadku velichiny parabolicheskoi skorosti, ili skorosti ubeganiya. Velichina skorosti opredelyaetsya po shirinam emissionnyh linii, velichinu harakternogo razmera izluchayushei oblasti mozhno opredelit', znaya plotnost', temperaturu i svetimost' gaza. Ocenki massy privedeny v poslednem, stolbce tabl. 14. Esli takoe predpolozhenie o skorostyah gaza spravedlivo, ono pozvolyaet dovol'no estestvenno ob'yasnit' fenomen shirokih emissii, nablyudaemyh v kvazarah i yadrah galaktik.

Problema opredeleniya mass kvazarov i yader galaktik yavlyaetsya vazhnoi, v chastnosti, i v svyazi s predpolagaemym nalichiem v centrah galaktik gipoteticheskih "chernyh dyr" [4, 5]. V ryade rabot [6-8] obsuzhdayutsya sledstviya, vytekayushie iz podobiya processov v okrestnostyah "chernyh dyr" v shirokom intervale mass. Vspomnim formulu (3.54) dlya svetimosti pri akkrecii na relyativistskii ob'ekt

$L = c^2\frac{dM}{dt}.$

Dlya rentgenovskogo istochnika Lebed' H-1 s massoi 10 solnechnyh i svetimost'yu okolo 10³⁸ erg/sek neobhodimyi pritok massy

$\frac{dM}{dt} \approx \frac{10^{38}}{10^{21}} \approx 10^{17} \mbox{g/sek} \approx 10^{-9} M_\odot/\mbox{god}.$

Dlya kvazara ili yadra galaktiki s ozhidaemoi massoi poryadka 10⁸ M_☉ dlya podderzhaniya izlucheniya trebuetsya

$\frac{dM}{dt} \approx \frac{10^{45}}{10^{21}} \approx 10^{24} \mbox{g/sek} \approx 10^{-2} M_\odot/\mbox{god}$

pri 100%-noi pererabotke energii padayushego veshestva v izluchenie. Poskol'ku vyhod energii pri sfericheski-simmetrichnoi akkrecii sostavlyaet neskol'ko procentov Ms², eta cifra dolzhna byt' sootvetstvenno uvelichena. Yasno, chto pri takih otnositel'no skromnyh trebovaniyah v galaktike s massoi 10¹⁰-10¹¹ M_☉ vozmozhna aktivnost' yadra v techenie dolgogo vremeni, sravnimogo s vremenem zhizni galaktiki.

Dalee, mozhno zapisat' vyrazhenie dlya minimal'nogo vremeni fluktuacii bleska pri padenii veshestva na "chernuyu dyru":

$t_{\mbox{min}} = \frac{R_g}{c} = 2\frac{GM}{c^3} \approx 3 \cdot 10^{-5} \left(\frac{M}{M_\odot}\right) \, \mbox{sek},$ (8.10)

chto pri M=10⁸ M_☉ daet nizhnii predel vremeni izmeneniya bleska poryadka neskol'kih chasov. Real'naya cifra dolzhna byt' uvelichena na faktor 10-30, poskol'ku processy izlucheniya proishodyat na nekotorom rasstoyanii ot gravitacionnogo radiusa.

Nakonec mozhno ocenit' temperaturu ravnovesnogo izlucheniya (formula (3.58)):

$T \approx \sqrt[4]{\frac{L}{4\pi R^2 \sigma}}.$

Zamenyaya L cherez vyrazhenie dlya eddingtonovskoi svetimosti, a R - cherez vyrazhenie dlya gravitacionnogo radiusa, imeem

$T \approx \sqrt[4]{\frac{c^5 m_p}{G\sigma M \sigma_T}} \approx 10^{7,5} \left(\frac{M}{M_\odot}\right)^{1/4} \, \mbox{grad}.$ (8.11)

Esli pri M = 1M_☉ maksimum izlucheniya prihoditsya pa rentgenovskii diapazon, to pri M ≈ 10⁸ M_☉ tempera tura ravna ≈ 10⁵ K, i maksimum sdvigaetsya v ul'trafiolet.

V nastoyashee vremya trudno sudit' o real'nosti kakoi-libo iz predlozhennyh modelei yader galaktik i kvazarov. Nablyudeniya svidetel'stvuyut o tom, chto, veroyatno, parametry yader svyazany s massami i, vozmozhno, strukturoi okruzhayushei galaktiki. Mozhno vvesti bezrazmernyi parametr otnosheniya svetimostei yadra i galaktiki [9], kotoryi, po-vidimomu, izmenyaetsya s morfologicheskim tipom galaktiki. Etot parametr poryadka neskol'kih procentov dlya spiral'nyh seifer-tovskih galaktik, okolo 50% dlya N-galaktik, a u kvazarov izluchenie yadra podavlyaet izluchenie vozmozhnoi galaktiki, okruzhayushei kvazar (nekotorye blizkie kvazary obnaruzhivayut nalichie takoi galaktiki). Predstavlyaet interes poisk vtorogo bezrazmernogo parametra, harakterizuyushego strukturu galaktiki i korreliruyushego s otnosheniem svetimostei. Ne isklyucheno, chto takim parametrom moglo by byt' otnoshenie central'noi i srednei plotnostei galaktik (odin iz osnovnyh parametrov klassifikacii galaktik po Morganu). Issledovaniya galaktik s vysokim gradientom poverhnostei yarkosti (i sootvetstvenno, plotnosti) pokazyvayut, chto sredi nih deistvitel'no obnaruzhivayutsya galaktiki s seifertovskimi yadrami v kolichestve, prevyshayushem chastotu vstrechaemosti seifertovskih ob'ektov sredi galaktik polya.

<< § 7.5 Chislennoe modelirovanie ploskih vrashayushih galaktik | Oglavlenie | § 8.2 Gravitacionnaya neustoichivost' >>

Mneniya chitatelei [4]

Versiya dlya pechati

Astrometriya - Astronomicheskie instrumenty - Astronomicheskoe obrazovanie - Astrofizika - Istoriya astronomii - Kosmonavtika, issledovanie kosmosa - Lyubitel'skaya astronomiya - Planety i Solnechnaya sistema - Solnce