Пульсирующая Вселенная - Николай Николаевич Горькавый

перехватывать газовые облака, пролетающие под любыми углами к плоскости диска. В результате такой эффективной трехмерной аккреции угловые моменты, который приносят захватываемые облака в диск, оказываются разнонаправленными и взаимоуничтожаются при усреднении и релаксации. Логично предположить, что в результате трехмерной аккреции получаются эллиптические галактики, которые обладают большой плотностью, а часто и большой массой, но малым удельным угловым моментом.

Пусть   3, и численным условием трехмерной аккреции будет неравенство:

0,01 г/см2, (83)

где r  50 световых лет, а g  0,15 10–21 г/см3. Что происходит, если диск получил при образовании большой угловой момент и оказался, например, в два раза менее плотным, что соответствует   0,12? Такой диск не может захватывать облака, которые пересекают его в перпендикулярном направлении. Как следует из уравнения (78), такой диск сможет захватывать лишь те облака, которые летят близко к плоскости диска и для которых  80(в случае пролета облака в направлении вращения диска).

Если облако пролетает в противоположном направлении и сталкивается на больших скоростях с диском, то условие смягчается: будут захватываться облака даже с  40. Горькавый (2007) численно показал, что аккреционный диск эффективно захватывает даже массивные облака, которые огибают центральное тело в том же направлении, в каком вращается диск. Эти облака захватываются на орбиты с большой полуосью и приносят в периферийные области диска значительный угловой момент, отчего диск начинает расширяться и должен со временем сформировать дисковую компоненту спиральной галактики.

Облако, двигающееся в противоположном направлении, тормозится при дальнейшем взаимодействии с диском и выпадает в центральную часть дисковой галактики, где формируется балдж — область, аналогичная по строению и вращению эллиптическим галактикам. Балдж может быть настолько плотным, что, как и эллиптические галактики, тоже способен захватывать облака, пролетающие через него в разных направлениях. Облако с ретроградных орбит может отнять (обнулить) угловой момент у части диска с примерно такой же массой. Таким образом, обратные захваты приводят к своеобразной аннигиляции момента у облака и соответствующей массы диска, в то время как прямые захваты могут приносить в диск облака с гораздо большей массой и моментом — см. численные расчеты Горькавого (2007). Кроме того, соударения на встречных курсах могут сопровождаться таким разогревом газа, участвующего в столкновении, что он может покинуть галактический диск.

Таким образом, внешние края галактики увеличивают свою массу и удельный угловой момент при захвате прямых облаков с большим моментом, в то время как в центрах галактик накапливается вещество с низким удельным угловым моментом, образующее балдж, похожий на эллиптические галактики. Следовательно, SMBH с плотным начальным аккреционным диском образуют эллиптические галактики, которые обладают малым угловым моментом, а SMBH с более разреженным затравочным диском формируют вокруг себя спиральные галактики в виде плоского диска с большим угловым моментом и с центральным балджем, похожим на эллиптические галактики. Можно предположить, что при прочих равных условиях (например, величине прицельного параметра) масса части газового облака mdisk, захваченной после его взаимодействия с черной дырой с массой M, зависит от площади сечения черной дыры, пропорциональной квадрату ее радиуса или массы: mdisk ∝ M 2. Радиус R сферы тяготения черной дыры определяется из гравитационного ускорения на краю сферы

(см. (87) и обсуждение ниже), следовательно, радиус этой сферы . Отсюда получим, что поверхностная плотность первичного аккреционного диска вокруг черной дыры будет пропорциональна массе черной дыры: (84)

где k — коэффициент пропорциональности. Если поверхностная плотность первичного аккреционного диска вокруг черной дыры будет пропорциональна массе черной дыры, то выражение (80) можно записать в виде:

(85)

Следовательно, эллиптические галактики должны иметь в центре более массивные черные дыры, чем дыры в центрах спиральных галактик. Также можно выдвинуть гипотезу, что яркие шаровые скопления образуются лишь из тех темных шаровых скоплений, которые имеют в своем составе достаточно крупную дыру (IMBH), обеспечивающую накопление газа и возникновение звезд в шаровом скоплении. Если же в темном скоплении были лишь дыры SBH, то оно так и остается скоплением-«призраком». Введем «фактор центральной черной дыры» (FBH) как отношение площади центральной дыры к суммарной площади остальных черных дыр:

 1–100, (86)

где отношение радиусов (или масс) IMBH и SBH взято как 102–3, а число дыр в скоплении NSBH  104. Из (86) следует, что центральная черная дыра, масса которой составляет всего несколько процентов от массы скопления, имеет площадь сечения, превосходящую суммарную площадь сечения многих тысяч остальных черных дыр. Если подсчитать FBH для галактик (заменив IMBH на SMBH), то для Млечного Пути получим FBH  10, а для Туманности Андромеды FBH  103. Очевидно, что существование массивной черной дыры является важным условием для захвата окружающего газа и создания аккреционного диска. Количество SMBH совпадает с числом галактик, а вот количество IMBH гораздо меньше числа шаровых скоплений (Горькавый и Тюльбашев, 2021). Следовательно, звездно-газовой составляющей обладают практически все галактики, но лишь немногие шаровые скопления, поэтому подавляющая часть скоплений из черных дыр звездных масс остаются темными и невидимыми.

В разделе 15.3 были кратко рассмотрены законы Талли — Фишера и Фабера — Джексона. Эти наблюдательные соотношения лучше всего выполняются для барионной массы галактик Mb, в то время как основная масса современных галактик содержится в виде массы темной материи MDM в галактическом гало. Перепишем соотношение (8) из 15.3 в обобщенном виде для суммы барионной массы и массы темной материи (Gorkavyi, 2022b):

(87)

Обобщенную формулу (5) из раздела 15.3 запишем в виде:

(88)

Из (87) и (88) получим:

(89)

Если добавление темной материи в галактику растет вместе с ее барионной массой:

, то будет выполняться обобщенный закон Талли — Фишера в виде: (90)

Рассмотрим детальнее, следуя Gorkavyi (2022b), М-сигма-соотношение, установленное в работах Ferrarese & Merritt (2000), Gebhardt et al. (2000) — см. раздел 15.3 основного текста. В случае переменной плотности среды (t) для аккреционного роста галактики можно записать уравнение:

, (91)

где плотность Вселенной (t) зависит от ее размера a: