Wewnętrzne przesunięcia ku czerwieni w kwazarach i galaktykach

Przetłumaczono z http://haltonarp.com/articles/intrinsic_redshifts_in_quasars_and_galaxies.pdf

---

H. Arp

Instytut Astrofizyki Maxa Plancka, ul. Karla Schwarzschilda 1, Postfach 1317, D-85741 Garching, Niemcy

arp@mpa-garching.mpg.de

C. Fulton

Szkoła Fizyki, Uniwersytet Zachodniej Australii, 35 Stirling Hwy, Crawley 6009 WA Australia

mainseq@thevine.net

D. Carosati

Obserwatorium Astronomiczne Armenzano, 06081 Assisi (PG), Włochy

Wstęp

Przedstawiamy gromadę kwazarów, której 21 członków znajduje się na przesunięciu ku czerwieni z = 2,149 w zakresie zaledwie ±,019. Rozciągłość gromady na niebie wynosi ≥ 3,2 stopnia. W konwencjonalnej odległości z przesunięcia ku czerwieni gromada miałaby ogromną średnicę 249 Mpc. Przód i tył powinny odzwierciedlać ekspansję przestrzeni rzędu 13 700 km/s, ale zmierzone prędkości wewnątrz gromady są rzędu 1000 km/s.

W pobliżu centrum gromady znajduje się wcześniej skatalogowana, zwarta galaktyka. Po przekształceniu do układu spoczynkowego tej galaktyki, przesunięcie ku czerwieni gromady kwazarów wynosi z₀ = 1,96, co jest dokładnie najwyraźniejszym przesunięciem ku czerwieni szczytu Karlssona! Badamy jasne galaktyki w tym regionie i stwierdzamy, że zazwyczaj mają one towarzyszy w okresowości szczytu Karlssona, w tym NGC 7361 z wieloma fizycznymi towarzyszami o najniższych szczytach okresowości Karlssona z_K = .06. Próbka podobnych grup towarzyszy wokół innych jasnych galaktyk spiralnych wykazuje taką samą obfitość przesunięć ku czerwieni, z_K = .06 (±.01). Biorąc pod uwagę ich dużą liczbę na tym etapie przejściowym od kwazara do galaktyki, można powiedzieć, że stanowią one główny składnik wszechświata.

Co najważniejsze, odkryto, że gdy kwazary o wysokim przesunięciu ku czerwieni są liniowo sparowane w galaktyce, ich wewnętrzny przesunięcie ku czerwieni można zmierzyć bezpośrednio, gdy dzieli się na dwie przeciwnie skierowane składowe. Wewnętrzne przesunięcie ku czerwieni wyrzuconych kwazarów wypada zaskakująco blisko przewidywanych szczytów Karlssona – w granicach ±.01. Argumentuje się [w tym artykule], że dane sięgające 1968 roku potwierdzają, że kwazary są wyrzucane i ewoluują pod względem jasności i przesunięcia ku czerwieni w normalne galaktyki, które leżą na lub w pobliżu klasycznej relacji Hubble’a.

Nagłówki tematów: galaktyki: aktywne – galaktyki: pojedyncze ((AM 2230-284, NGC 7361, NGC 7793, NGC 4410, UM 341, NGC 4151), kwazary: ogół

1. Wprowadzenie

Od czasu odkrycia kwazarów w 1963 roku są one ogólnie postrzegane jako zwarte obiekty z dużymi przesunięciami ku czerwieni. Zakłada się, że te przesunięcia ku czerwieni wynikają z ich prędkości ucieczki w rozszerzającym się Wszechświecie, w którym są postrzegane jako obiekty o dużej jasności. Z biegiem lat zgromadzono jednak obserwacje, które wskazują, że kwazary o wysokim przesunięciu ku czerwieni mogą być powiązane (współdzielić odległości) z galaktykami o niskim przesunięciu ku czerwieni, znajdującymi się stosunkowo blisko.

W poniższym badaniu napotykamy nowy rodzaj obiektu pozagalaktycznego: Ma on przesunięcie ku czerwieni równe najniższemu przesunięciu kwazarów, z = .06, czyli około 18 000 km/s i jasność pomiędzy jasnością zwartej galaktyki karłowatej a jasnością gwiazdy super olbrzyma Omówimy to w dalszej części rozdziału 10.

Niezbędne dane pochodzą z analizy kompletnego przeglądu galaktyk i kwazarów w głębokim polu 2dF, obejmującym około 740°² (Outram et al. 2003) na niebie (Fulton & Arp 2009). Dwa postępy w przetwarzaniu danych astronomicznych są kluczowe przy próbie tak szerokiej zmiany w koncepcjach astronomicznych. Jednym z nich jest głęboki przegląd przesunięć ku czerwieni 2dF, a drugim przesunięcia ku czerwieni wielu nowych kwazarów, galaktyk i obiektów pośrednich.

Istnieją trzy rodzaje dowodów na istnienie przesunięć ku czerwieni niezależnych od prędkości:

1. Statystyczne powiązanie obiektów o znacznie różniących się przesunięciach ku czerwieni. (Zob. na przykład analizę C. Fultona (Fulton & Arp 2009) głębokiego pola 2dF, oraz Burbidge & Napier (2009).)
2. Interakcje między obiektami o różnych przesunięciach ku czerwieni (w tym wysokie przesunięcia ku czerwieni w aktywnych jądrach galaktyk).
3. Kwazary występujące szczególnie często w pewnych określonych przesunięciach ku czerwieni.

To ostatnie wyklucza przesunięcia ku czerwieni spowodowane prędkością ucieczki, ponieważ wymagałoby to materii rozmieszczonej w powłokach i prędkości ucieczki w dyskretnych krokach.

Obserwowanym, okresowym wartościom przesunięć ku czerwieni poświęcono stosunkowo niewiele uwagi, ale są one bardzo ważne dla dyskusji prowadzonej w niniejszym artykule. Poniżej przedstawiamy krótkie uwagi na temat tej sytuacji:

1.1 Gromada kwazarów o z = 2,14

Podczas analizy relacji kwazarów do galaktyk w głębokim polu 2dF (Fulton & Arp 2009) zauważono koncentrację kwazarów. Najbardziej uderzająca była bliskość przesunięcia ku czerwieni 14 centralnych kwazarów wokół średniego przesunięcia ku czerwieni z = 2,149 w zakresie ±,019. Pomimo wysokiego przesunięcia ku czerwieni gromada zajmowała na niebie obszar o średnicy 2,3 stopnia. Przy konwencjonalnym przesunięciu ku czerwieni jej średnica wynosiłaby 180 Mpc (Arp & Fulton 2008b).

Po pierwszym odkryciu gromada została prześledzona do 70′ i był to zakres, dla którego dokonano wstępnych obliczeń. Kiedy jednak wykreślono większy obszar, stało się jasne, że w kierunku NE istnieją jeszcze 4 kwazary w tym zakresie przesunięcia ku czerwieni i 3 kolejne w kierunku SW – najwyraźniej zarysowując teraz gromadę o co najmniej 21 kwazarach, pokrywających na niebie średnicę wynoszącą 3,2 stopnia (patrz grafika 1).

Przy konwencjonalnym założeniu, że przesunięcie ku czerwieni wskazuje odległość w rozszerzającym się wszechświecie, uzyskany rozmiar tej gromady kwazarów, 249 Mpc, byłby bezprecedensowo większy niż jakikolwiek wcześniej znany. (Np. supergromada galaktyk Virgo ma średnicę ∼ 30 Mpc, jeśli znajdujemy się na jej obrzeżach). Co więcej, ten znacznie większy rozmiar gromady występowałby w rozszerzającym się wszechświecie znacznie mniejszym niż obecny. Jeśli zastosuje się mniejszą definicję gromady Virgo Sandage’a i Tammanna (1981) jako gromady o promieniu 6 stopni na niebie, prowadzi to do fizycznych rozmiarów gromady Virgo wynoszących około 3 Mpc w porównaniu z 250 dla obecnej gromady kwazarów.
kwazarów.

1.2 Gromada jako jednostka

Jeśli wykreślimy histogram przesunięć ku czerwieni kwazarów wewnątrz r = 70′, znajdziemy skok o około 5 sigma przy przesunięciu ku czerwieni gromady (patrz ogłoszenie o odkryciu w Arp & Fulton (2008b)). Dokładniej, obszar 4,28°², który otacza 14 najbardziej wewnętrznych członków gromady, ma liczbę tła równą 3 dla przedziału przesunięcia ku czerwieni bezpośrednio po obu stronach szczytu. Daje to wynik (14 – 3)/(√3) = 6,4 sigma.

Ponieważ termin „gromada kwazarów” jest nieznany, pojawiło się pytanie, jak traktować granice i prawdopodobieństwo gęstości obserwowanych obiektów. Wizualnie, jak wspomniano powyżej, przyjęliśmy 21 najbardziej wewnętrznych kwazarów jako widoczną rozpiętość 3,2° na niebie. W naszej analizie kwazarów gromadnych wybraliśmy jednak obszar o maksymalnej gęstości. Obszar w obrębie r = 70′ zawiera 14 z = 2,194 ± .019 różnych kwazarów na obszarze 4,28°².

Poza okręgiem wokół gromady przedstawionego na rysunkach 1 i 5 znajduje się obszar S, E i SE gromady. Jest to obszar o minimalnym powiązaniu z gromadą i zmierzyliśmy jego powierzchnię na 15,4°² wraz z górnym limitem 9 kwazarów z najlepszą wartość tła do pomiaru kwazarów gromady. Obszar 4,28°² powinien zawierać (9/15,4) × 4,28 = 2,50 kwazarów tła. Daje to wynik prawdopodobieństwa S/N = (14 – 2,50)/(√2,50) = 7,3, 7 sigma, że gromada nie może być spowodowana przypadkową fluktuacją gęstości.

Sygnał składa się z rzeczywistych kwazarów w ich rzeczywistych pozycjach z pozornymi wielkościami tego samego rzędu i umiarkowanymi indywidualnymi prawdopodobieństwami. Nie powinno być żadnych komplikacji Poissona ani wytworzonych poziomów szumu. Jeden z ekspertów w rozmowie z nami zauważył, że jeśli sygnał jest znacznie powyżej szumu, jego właściwości gaussowskie nie są powodem do niepokoju. Nasz wynik jest solidny, ponieważ nawet jeśli podwoimy liczbę źródeł tła w naszym okręgu testowym, nadal uzyskamy wynik 4,0 sigma.

Statystycznie [cechy] gromady potwierdzają wizualną ocenę z grafiki 1, że jest to niezależne skupisko podobnych kwazarów. Pojawia się zatem najbardziej ekscytująca możliwość – odkrycie, w jaki sposób powstała ta gromada i/lub jaki jest jej związek z innymi obiektami w pobliżu.

1.3 Rozważania na temat AM 2230-284 jako źródła gromady kwazarów.

Na szczęście na wiele lat przed tym, zanim dowiedziano się czegokolwiek o tym konkretnym obszarze, w „Katalogu Osobliwych Południowych Galaktyk i Powiązań” (Arp & Madore 1987) zarejestrowano zwartą galaktykę (o wysokiej jasności powierzchniowej), oznaczając ją jako AM 2230-284. W obecnej analizie komputerowej galaktyk z najbardziej powiązanymi kwazarami, ta osobliwa galaktyka (mag 17,33) okazała się najsilniejszą asocjacją wśród 44 najlepszych rodzin (Arp & Fulton 2008a). Zwracamy uwagę na następujące kwestie:

1. Właściwość wysokiej jasności powierzchniowej jest kojarzona z galaktykami formującymi i wyrzucającymi gwiazdy. Czas zaniku po wewnętrznym zdarzeniu w galaktyce musi być raczej krótki, tak jak w przypadku bardzo zwartych kwazarów.
2. Mapa radiowa AM 2230-284 potwierdza aktywność i powtarza zwarty, ostro zakończony wygląd optyczny (patrz: grafika 7).
3. Kwazary otaczają obszar o niewielkim rozrzucie przesunięciami ku czerwieni, symetrycznym w kierunku obserwatora i w przeciwnym. Jedynie wyrzut z niedawnego zdarzenia w pobliżu centrum gromady wydaje się możliwy do wytłumaczenia (patrz: grafika 2).
4. Przesunięcia ku czerwieni wszystkich 14 kwazarów, po skorygowaniu do układu odniesienia AM 2230-284, dają dokładnie z_K = 1,96, główną okresowość przesunięcia ku czerwieni Karlssona!

Najjaśniejszy kwazar ma jasność mag. 19,5b, a najsłabszy 20,8b. Jego 21 członków plasuje go jako uboższy niż kryterium bogactwa Abella (1958) – 50 lub więcej członków jaśniejszych niż 2 mag. mniej niż trzeci najjaśniejszy członek. Bardzo interesujące byłoby uzyskanie bardzo głębokich obrazów optycznych, aby sprawdzić, czy istnieją słabsze potencjalne galaktyki, które z czasem mogą ewoluować w kierunku jaśniejszych galaktyk.

1.4 Ilościowe dowody na pochodzenie wyrzutu materii z gromady kwazarów

Przesunięcia ku czerwieni kwazarów są bardzo duże, dodatnie i, jak widzieliśmy, dyskretne i/lub okresowe. Wszystkie te zaobserwowane właściwości przemawiają przeciwko uznaniu ich za prędkości recesji. Pozostaje możliwość, że pozagalaktyczne przesunięcia ku czerwieni są wewnętrzne. W pracach Narlikar (1977), Narlikar & Arp (1993) i Arp (1998a) przesunięcia ku czerwieni są interpretowane jako efekt wieku, przy czym młodsza materia ma większą nadwyżkę. Niezależnie od tego, co powoduje przesunięcie ku czerwieni niezależne od prędkości, mogą jednak występować niewielkie efekty prędkości, które nakładają ujemny lub dodatni składnik na główne przesunięcie ku czerwieni.

Na rysunku 2 przedstawiono przesunięcia ku czerwieni w stosunku do średniego przesunięcia ku czerwieni dla każdego z 14 najbardziej oddalonych kwazarów. Pierwszym wynikiem, który przyciąga wzrok, jest to, że 7 kwazarów ma nieco wyższe przesunięcia ku czerwieni niż średnia, a 7 kwazarów ma nieco niższe. Jest to dokładnie to, czego można oczekiwać na podstawie lat dowodów empirycznych na wyrzucanie przeciwnie skierowanych par z galaktyk macierzystych i AGN-ów. Obserwacje z grafice 2 powinny wykazać ilościowo, że kwazary są wyrzucane z galaktyk aktywnych w następujący sposób:

Te niewielkie zaobserwowane czerwone i niebieskie przesunięcia pozwalają nam zmierzyć bieżące prędkości wyrzutu, zv , jak opisano w Dodatku B. Przesunięcie netto w kierunku niższego zv wynosi 0,027/7 = 0,0039, a w kierunku wyższego 0,021/7 = 0,0030.
Przekłada się to na średnią prędkość wypływu -1200 i +900 km/s. Jeszcze mniejsza różnica między wewnętrznymi prędkościami dodatnimi i ujemnymi widoczna jest, gdy centralny szczyt rozdziela się tuż przy maksimum na dwa składniki. Ten sam efekt zaobserwowano w galaktyce aktywnej UGC 8584 (Arp & Fulton 2008a) i wspiera on zarówno wyrzucanie, jak i parowanie małych z początku proto-kwazarów.

1.5 Redshift gromady kwazarów wypada dokładnie na głównym szczycie Karlssona

W miarę jak badano obszary wokół dużych, pobliskich galaktyk, stało się oczywiste, że gdy kwazary na niebie znajdowały się bliżej galaktyk o niskim przesunięciu ku czerwieni niż oczekiwano z zasady losowości, seria Karlssona była dokładnie zdefiniowana (Arp et al. 1990). Istniał jednak jeden ważny wymóg: przesunięcie ku czerwieni kwazara towarzyszącego musiało zostać przekształcone w układ odniesienia galaktyki macierzystej, gdy tylko to ostatnie było znaczące.

W tym przypadku obliczamy, jakie byłby przesunięcie ku czerwieni kwazarów gromady w układzie odniesienia ich domniemanej galaktyki pochodzenia, AM 2230-284. Używamy standardowego wzoru do przekształcania przesunięć częstotliwości: (patrz Dodatek A).

(1 + 2.149)/(1 + .064) = (1 + z₀ )

Numerycznie średni redshift gromady wynosi 2,149, a redshift galaktyki AM wynosi 0,064. Rozwiązujemy dla z₀, jak wygląda przesunięcie ku czerwieni kwazara względem galaktyki macierzystej:

z₀ = 1.96 Kwazary gromady widziane przez galaktykę macierzystą (AM 2230-284)

z_K = 1,96 Główny szczyt Karlssona dla skorygowanych przesunięć ku czerwieni kwazarów.

Średni redshift kwazara okazuje się być dokładnie na szczycie Karlssona po przekształceniu do układu odniesienia AM 2230-284. Dokładność transformacji wydaje się wykluczać jej przypadkowość. Warto również zauważyć, że z_K = 1,96 są najdokładniej znanym i najbardziej powszechnymi u kwazarów, szczytami wysokiej okresowości (patrz późniejsza grafika 12).

(W ogólnym przypadku okazuje się, że jeśli galaktyka macierzysta ma odpowiedni przesunięcie ku czerwieni, towarzyszący jej kwazar wyląduje dokładnie na szczycie Karlssona. Pozwala to sprawdzić, czy dany kwazar jest powiązany z daną galaktyką. (Niektóre kwazary mogą być przyłapane na ewolucji między szczytami lub spowolnione przez interakcję z ośrodkiem galaktycznym).

2. Słabsze galaktyki – tło czy towarzysze?

Grafika 1 opisuje odkrycie gromady kwazarów o wysokim przesunięciu ku czerwieni, skupionych wokół zwartej galaktyki, która została skatalogowana jako AM 2230-284 w „Katalogu osobliwych galaktyk południowych”. Na grafice 5, na tym samym obszarze są wykreślone galaktyki o niższym przesunięciu ku czerwieni, .058 < z < .065. Widać, że istnieje wydłużona koncentracja począwszy od NGC 7361, jasnej galaktyki spiralnej Shapleya-Amesa, do AM 2230-284. Galaktyki te na długości około 5 stopni również tworzą wąskie linie wyłaniające się z galaktyk będących przedmiotem zainteresowania w centrum tego szerokiego pokosu obiektów. Te linie i połączenia składały się z bledszych galaktyk o przesunięciu ku czerwieni z = .06 najniższego preferowanego szczytu przesunięcia ku czerwieni Karlssona. Aby w pełni wyjaśnić fizyczne połączenie z głównymi galaktykami tego fizycznego zestawienia, przedstawiamy tutaj grafiki 3 i 4.

Na rysunkach 3 i 4, próbkowanie w promieniach 30, 60 i 120′ od NGC 7361 pokazuje, że gęstość towarzyszy o z₀ = .06 spada z dala od centralnej, jasnej galaktyki. Jeśli są one powiązane, ich przesunięcia ku czerwieni są wewnętrzne i znajdowałyby się one bliżej obserwatora niż się obecnie przypuszcza. Jest jednak widoczny na wykresie na grafice 5 dodatkowy istotny wynik. Najbardziej widoczna linia galaktyk o niskim z wyłania się w kierunku SE z regionu NGC 7361. Ta najjaśniejsza galaktyka w przedstawionym obszarze jest aktywna (płaty radiowe) i ma przesunięcie ku czerwieni z = .004. Jeśli NGC 7361 wyrzuciła AM 2230-284, wówczas przekształcone przesunięcie ku czerwieni tej ostatniej wynosi z₀ = .060, co niemal idealnie pasuje do najniższego szczytu Karlssona. Wynikałoby z tego, że NGC 7361 wyrzuciła zasadniczo wszystkich towarzyszy o niskim z w wybranym polu widzenia, a jeden z nich, AM 2230-284, wyrzucił później 21 kwazarów o z = 2,149.

Podsumowując: Aby obalić wniosek, że NGC 7361 posiada dużą rodzinę towarzyszek o znacznie wyższym przesunięciu ku czerwieni, należałoby argumentować, że ta pobliska galaktyka przypadkowo nałożyła się na centrum bardziej odległej gromady galaktyk. Ponadto musielibyśmy postawić hipotezę, że przesunięcie ku czerwieni tej gromady galaktyk w tle przypadkowo wypada blisko wartości szczytu Karlssona przy z₀ = .06.

Tak więc głównym celem pozostałej części tej sekcji jest przetestowanie arbitralnie wybranych galaktyk spiralnych o niskim przesunięciu ku czerwieni, aby sprawdzić, czy ich pola mają właściwości, które wspierają kryteria fizycznej asocjacji tego rodzaju, jaką zaobserwowano wokół NGC 7361 i AM 2230-284.

3. Testowanie pól wokół pobliskich galaktyk spiralnych

Przesunięcie kwazarów bliżej niż ich odległość przesunięcia ku czerwieni zmniejszyłoby ich fizyczny rozmiar do rozmiarów znanych gromad galaktyk o dużej jasności pozornej. Jeśli kwazary na tym etapie ewoluowałyby szybciej w jaśniejsze galaktyki, wyjaśniałoby to również, dlaczego zarejestrowano tak wiele gromad galaktyk w przeciwieństwie do tak niewielu gromad kwazarów. Co więcej, dowody przemawiające za taką interpretacją można by uzyskać, gdyby kwazary były wyrzucane z galaktyk aktywnych w sposób przerywany. W takim przypadku powinniśmy znaleźć kwazary/galaktyki na późniejszych etapach ewolucji w gromadach znajdujących się w pobliżu. Dlatego też badamy tutaj możliwe związki między galaktykami o niższym przesunięciu ku czerwieni, kwazarami i polami wokół jasnych i/lub aktywnych galaktyk.

Ponieważ mamy do czynienia z przeglądami 2dF, które docierają do słabszych galaktyk o pozornej wielkości, ograniczamy się do 5-stopniowego pasa przy deklinacji [?] = -30 stopni w SGH i 0 stopni na północy. Używamy programów selekcyjnych NED i badamy okrągłe obszary wokół jasnych galaktyk spiralnych, głównie od r = 30′ do 60′, oraz ich towarzyszących przesunięć ku czerwieni .050 < z_G < .100.

Jeśli widzimy szczyt przesunięć ku czerwieni w pobliżu z = .06, najniższego szczytu Karlssona, wokół tego kandydata na rodzica wykreślamy ten przedział i otaczające go przedziały na histogramie, jak pokazano na grafice 8. Wyniki dla pięciu z próbki 7 pól są pokazane na montażu. Strzałka oznacza średnie przesunięcie ku czerwieni, które charakteryzuje grupę, a Tabela 1 zawiera listę z₀ dla grupy po skorygowaniu o przesunięcie ku czerwieni gromady macierzystej. NGC 7361 jest pokazana z wieloma gromadami towarzyszącymi (z = .0595) i gromadą macierzystą kwazarów (z = .064).

3.1. NGC 7793

W pasie przeglądu 2dF na południowej półkuli przy deklinacji = -30 stopni znajduje się galaktyka Shapley/Ames o bardzo niskim przesunięciu ku czerwieni. Widać wyłaniające się z niej włókna radiowe. (Jest ona gęsto otoczona przez galaktyki towarzyszące, których przesunięcia ku czerwieni są bliskie najniższemu maksimum Karlssona. Przesunięcie ku czerwieni samej NGC 7793 jest bardzo małe, z = 21 km/s. Dlatego nie powinna ona wymagać transformacji przesunięcia ku czerwieni.

Jak pokazuje pierwszy panel na rysunku 8, galaktyki towarzyszące mają bardzo wąski rozkład wokół wartości z = .0595 dla NGC 7793.

Wynika z tego, że w promieniu 60′ od NGC 7793 znajduje się 49 galaktyk, które mieszczą się w zakresie od z = .057 do .062 przesunięcia ku czerwieni NGC 7793. Ta liczba towarzyszy szczytu Karlssona z łatwością dorównuje dużej liczbie znalezionej wokół NGC 7361 z początku tej analizy. Jeszcze bardziej imponujące jest to, że średnie przesunięcie ku czerwieni galaktyk towarzyszących NGC 7793 można bardzo dokładnie odczytać jako z_G = .0595. Zatem ta chmura galaktyk towarzyszących ma średni redshift z = .0595, mniej niż -.005 od tego samego najniższego szczytu Karlssona.

Rodzic	z (por.)	z (rodzic)	z0	z0 − zK
NGC 7361	.0595	.0041	.055	-.005
NGC 7361	.0640	.0040	.060	.000
AM 2230-284	2.1490	.0640	1.960	.000
NGC 7793	.0595	.0007	.059	-.001
NGC 7755	.0715	.0099	.061	+.001
NGC 4063	.0780	.0164	.061	+.001
NGC 3952	.0635	.0053	.058	-.002
NGC 4030	.0645	.0044	.059	-.001

Jest to zaskakująco duża liczba galaktyk towarzyszących – 171 w promieniu 60′ stopni, co daje gęstość 47 stopni kwadratowych. Pod tym względem przypomina ona klasyczną gromadę galaktyk. Jednak przy konwencjonalnym założeniu przesunięcia ku czerwieni występuje zaskakująco mała dyspersja prędkości galaktyk. Niewielka dyspersja wokół średniej wartości ich przesunięć ku czerwieni umożliwia jednak bardzo dokładne porównanie z najniższym szczytowym przesunięciem ku czerwieni Karlssona. Pozostałe galaktyki testowe wymienione w tabeli 1 znajdują się w mniejszych grupach, ale wykazują tę samą ekstremalną dokładność zgodności z przewidywanym szczytowym przesunięciem ku czerwieni Karlssona. (Zobacz kolorowe zdjęcie w wysokiej rozdzielczości w ESO Messenger, nr 137, strona 25, grudzień 2009).

3.2. NGC 7755

Następny przypadek testowy ma dwie zalety: 1) znajduje się w tym samym ogólnym regionie nieba, co poprzednie dwa, dzięki czemu można potwierdzić wynik w tym regionie nieba, nawet jeśli okaże się różny w innych miejscach; 2) przesunięcie ku czerwieni galaktyki macierzystej jest znaczące przy z = .0099, co powoduje, że przed porównaniem z maksimum Karlssona konieczne jest przekształcenie przesunięć ku czerwieni towarzyszy do układu rodzica. Jak pokazuje Grafika 8 i Tabela 2, zmierzone przesunięcie ku czerwieni towarzyszy wynosi 0,0715, a po skorygowaniu do macierzystej galaktyki wynosi 0,061, czyli tylko +,001 od przewidywanej wartości szczytowej. Zgodność ze szczytem Karlssona jest teraz nie tylko poprawna, ale także dokładna w stopniu trudnym do uzyskania przez przypadek.

3.3. NGC 4063

Testowanie obliczeń transformacji byłoby silniejsze, gdybyśmy mogli znaleźć kandydata na rodzica o jeszcze większym przesunięciu ku czerwieni. W tym celu przeanalizowaliśmy region wokół NGC 4063, słabszej galaktyki spiralnej z przesunięciem ku czerwieni z_C = 0,0164. Wokół NGC 4063 znajdowało się wiele galaktyk towarzyszących o przesunięciach ku czerwieni od z_C = 0,075 do 0,08 (patrz: grafika 8). Wyraźne maksimum wystąpiło przy z_C = 0,078 i, jak pokazuje grafika 8, transformacja do galaktyki macierzystej zmniejszyła średnią wartość z dla galaktyk towarzyszących od 0,078 do 0,061, zaledwie +0,001 od wartości szczytowej Karlssona.

3.4. NGC 3952

Aby uzyskać inny odczyt zachowania galaktyk w NGH w stosunku do SGH, pokazujemy NGC 3952. Jak wskazuje grafika 8, istnieją trzy maksima, ale jedno jest dominujące, co daje średnie przesunięcie ku czerwieni towarzysza 0,0635, które po przekształceniu wynosi z₀ = 0,058.

Jasne galaktyki nadające się do testów nie są tak łatwe do znalezienia w bardziej zatłoczonym, 12-godzinnym regionie z powodu nakładających się rodzin towarzyszy. NGC 3952 ma maksima zarówno przed, jak i po głównym szczycie, co sugeruje obecność innych takich rodzin. Ich identyfikacja wymagałaby jednak dodatkowej analizy.

3.5. NGC 4030

Wreszcie, galaktyka spiralna Shapely/Ames-a w kierunku 12-godzinnej Super Gromady, NGC 4030, jest wyraźnym rodzicem dla rodziny towarzyszy. Histogram tej asocjacji pokazano na Grafice 8. Zasadniczo wszyscy towarzysze występują między z_C = 0,060 a 0,066, a ostry szczyt jest widoczny przy z_C = 0,0645. W zasadzie prawie nie ma towarzyszy mniejszych niż z_C = 0,06.

Wybrano galaktyki spiralne o niskim przesunięciu ku czerwieni w niezatłoczonych regionach. Gdy NED wykazał znaczną liczbę towarzyszy w promieniu 30′ od galaktyki, zostali oni wykreśleni na histogramie przesunięć ku czerwieni, skorygowanym o przesunięcie ku czerwieni galaktyki macierzystej i porównane do z_K = .060, jak pokazano na Grafice 8. Test został przerwany po siódmym przypadku. W dwóch przypadkach szczyt histogramu był niepewny. W pozostałych pięciu przypadkach maksima pokrywały się z dokładnością lepszą niż ±.001 (patrz: Grafika 8 i Tabela 1). Jeśli do tych w Tabeli 1 dodamy również imponujące liczby wokół NGC 4410 i pojedynczy sukces z UM 341, mamy 10 przypadków z 12 testowanych, które mają towarzyszy o z = .06.

4. UM 341 – Co się dzieje, gdy galaktyka macierzysta ma bardzo duże przesunięcie ku czerwieni?

Galaktyka linii emisyjnej UM 341 jest pokazana na Grafice 9 z otaczającymi ją kwazarami przekształconymi do centralnego układu odniesienia. Zidentyfikowana w obiektywnym badaniu pryzmatu przez Uniwersytet Michigan (UM), ta aktywna galaktyka Seyferta jest dość jasna (16,6 mag) jak na swoje przesunięcie ku czerwieni (z = .399). Wyzwanie polega na tym, że jeśli miałaby ona mieć towarzyszy, o których mowa, towarzysze ci musieliby mieć, bez korekty, stosunkowo wysokie przesunięcia ku czerwieni i ogólnie słabe pozorne magnitudo. Dlatego bardzo zachęcające było to, że w tym obszarze z, m zarejestrowano tylko jednego towarzysza. Jego przesunięcie ku czerwieni wynosi z = .488, a w układzie spoczynkowym [galaktyki] Seyferta z = .399 wynosi z₀ = .064! Jest to ten sam redshift towarzysza, który znaleziono wokół AM 2230-284, galaktyki po raz pierwszy zbadanej w niniejszym artykule.

Związek ten jest silny, ponieważ, jak pokazują wartości z w Tabeli 2, centralna galaktyka aktywna jest otoczona przez kwazary o dość wysokim przesunięciu ku czerwieni, których średnia wartość z jednej strony wynosi plus, a z drugiej minus. Jeszcze silniejsze dowody na wyrzucanie w tym kierunku w UM 341 są pokazane dla dwóch najbardziej wewnętrznych par w dokładniejszych warunkach numerycznych za pomocą prostego obliczenia: wewnętrzny redshift = (1,01 + .91)/2, a prędkość wyrzucania = (1,01 – .91)/2. Dwa wewnętrzne przesunięcia ku czerwieni pasują prawie dokładnie do szczytów Karlssona, a prędkości wyrzutu dla obu kwazarów są bardzo podobne.

z (wewnętrzne) = .96. Szczyt Karlssona = .96. prędkość wyrzutu = .050.

z (wewnętrzne) = .29. Szczyt Karlssona = .30. prędkość wyrzutu = .055.

Również w tym przypadku przesunięcia ku czerwieni znajdują się niemal dokładnie na szczycie okresowości Karlssona (patrz: grafika 12).

Nazwa	mag. (g)	z	z0	Szczyt ∆z	Uwagi
UM 341	16,6	.399	…	…	rodzic Seyferta
SDSS	18,4	1,666	.91	-.05
SDSS	18,6	.718	.23	-.07
4C	V=21,7	.879	.34	+.04	PKS B–V=.84
SDSS	19,0	.745	.24	-.06
UM 339	18,2	1,310	.65	+.05
SDSS	19,3	1,805	1,01	+.05
SDSS	21,9	3,183	1,99	+.03
SDSS	19,1	.734	.25	-.05
SDSS	19,1	.781	.27	-.03

Co sądzimy o jaśniejszych mag. i wyższych wartościach z, które są obserwowane w tym przypadku? Później będziemy argumentować za ewolucją w dół wewnętrznego przesunięcia ku czerwieni i zwiększenia jasności, aby przenieść ją do relacji Hubble’a.

5. NGC 4410 i jej towarzysze Abell 1541, 1541A, 1541C

NGC 4410 / Mrk 1325 ma zaburzone, podwójne jądro i linie emisyjne. Ta bardzo aktywna galaktyka NGC jest również otoczona do około 30′ przez uderzająco dużą liczbę umiarkowanie jasnych galaktyk. Liczba i rozmieszczenie słabszych galaktyk, źródeł rentgenowskich i radiowych wskazuje, że obiekty te są fizycznie związane z NGC 4410 (patrz rysunki 10 i 11). Na region ten po raz pierwszy zwrócił uwagę G. Burbidge ze względu na pozorne połączenie kwazarów w NGC 4410. W rzeczywistości okazało się, że kwazary stanowią dobre potwierdzenie ich wewnętrznego przesunięcia ku czerwieni i tożsamości z maksimami serii Karlssona. Jednak powiązanie słabszych galaktyk i gromad galaktyk z NGC 4410 okazuje się być jeszcze bardziej wartościowe w rozszerzeniu szczytów przesunięcia ku czerwieni Karlssona na niższe przesunięcia ku czerwieni.

Rysunek 1 i tabela A w Arp (2006) oraz grafika 10 poniżej przedstawiają dwie pary kwazarów, jedną parę z = .722 i .535 oraz parę z = 1,429 i 1,471 (prawdopodobnie włączając z = 1,467).

Obiekt ten zaczął jako proste potwierdzenie dwóch par kwazarów w aktywnej galaktyce. Rzeczywiście, można zobaczyć w tabeli 3 i na grafice 10, jak kwazary są przekształcane w układzie odniesienia centralnych galaktyk aktywnych, a ponadto dają z = .59 i 1,41 w porównaniu do .60 i 1,41 dla szczytów wzoru Karlssona.

Zaskakującym i najbardziej wartościowym wynikiem była jednak duża liczba galaktyk towarzyszących, wraz z dużą liczbą źródeł radiowych i rentgenowskich, związanych z tą aktywną galaktyką o niskim przesunięciu ku czerwieni.

5.1. Dwa kolejne przesunięcia ku czerwieni na szczytach Karlssona

Kwazar	mag.	zQ	z0
E 1224+0930	18,73	.722	.681
LBQS 1222+0901	17,87	.535	.498
LBQS 1222+0928	18,37	1,466	1,407
LBQS 1225+0836	17,83	1,471	1,412
SDSS 1222+0955	18,80	1,429	1,371

Przesunięcie ku czerwieni NGC 4410 / Mrk 1325 wynosi 7440 km/s dla A i 7500 km/s dla B (Smith et al. 2003). Średnia dla środkowych regionów NGC 4410 daje z_G = .025. Używając tej wartości możemy obliczyć przesunięcia ku czerwieni kwazarów widzianych z NGC 4410. Para w odległości 23,6′ od NGC 4410 daje z₀ = .498 i .680. Jeśli tak jak w poprzednim przykładzie przyjmiemy, że z_v jest prędkością wyrzutu kwazara, a z_i jego przesunięciem ku czerwieni, to z_i + z_v = .680 i z_i – z_v = .498. Rozwiązanie tych dwóch równań daje:

Redshift wewnętrzny = .59 bieżąca prędkość wyrzutu = .092

Redshift Karlssona = .30, .60, .96

Wewnętrzny redshift = 1,41 bieżąca prędkość wyrzutu = 0,0

Redshift Karlssona = 1,96, 1,41, .96

Z niezwykłą dokładnością wewnętrzne przesunięcia ku czerwieni pierwszej pary mieszczą się w zakresie -.01 od szczytu Karlssona na poziomie .60. Prędkość wyrzutu, na tym etapie 27,600 km/s, jeśli jest to prędkość, jest prawdopodobnie w trakcie spowalniania, ponieważ jej cząstki elementarne zyskują na masie, a ich przekroje interakcji spowalniają ich prędkość w otaczającym ośrodku.

Podobne obliczenia dla par z = 1,471 i 1,429 oraz z = 1,471 i 1,467 dają z_i = 1,39 i z_v = .021 oraz z_i = 1,41 i z_v = .0025 (ostatnia prędkość to tylko 750 km/s). W tym przypadku składowe przesunięcia ku czerwieni wypadają bardzo blisko (∆z = -.02 i -.01) wartości szczytu Karlssona przy z = 1.41, ponieważ zmierzone przesunięcia ku czerwieni kwazarów są już blisko szczytu Karlssona. Ale w pierwszej parze stosunki zmierzonych przesunięć ku czerwieni muszą być prawidłowe, więc jest to imponujące potwierdzenie wartości szczytu Karlssona z_K = .60. czynnikiem w drugiej parze może być również projekcja w poprzek linii widzenia.

Powyżej przedstawiono pierwsze obliczenia składowych wewnętrznych i prędkości wyrzutu kwazarów. Teraz powinno być możliwe przeszukanie literatury w celu znalezienia najlepiej dopasowanych par i zbadanie dokładności szczytów Karlssona oraz zmian prędkości kwazarów w funkcji odległości od galaktyki macierzystej i, być może, zmierzenie niektórych ruchów postępowych.

5.2. Gromady galaktyk/obłoki o średnim przesunięciu ku czerwieni

Najbardziej zaskakujący wynik pochodzi jednak z pomiarów przesunięć ku czerwieni galaktyk w tym regionie: Grafika 10 pokazuje wysokie zagęszczenie słabszych galaktyk o z = .089 sięgających od NGC 4410 SE do około 20′ na SE. Trudno byłoby nie uznać tego za dowód na fizyczne powiązanie galaktyk o z = .089 jako fizycznych towarzyszy aktywnej galaktyki NGC 4410 z niskim przesunięciem ku czerwieni.

Kolejne mocne dowody na istnienie tego związku pochodzą z transformacji galaktyk z = .089 do układu odniesienia NGC 4410. Obliczenia są następujące:

(1 + z₀ ) = (1 + .089)/(1 + .025) = (1 + .062)

Przesunięcie ku czerwieni obiektów towarzyszących wokół NGC 4410 w porównaniu do maksimum Karlssona wynosi od .060 do .062. Galaktyki towarzyszące NGC 7361 i NGC 4410 są zasadniczo tego samego rodzaju. Galaktyki towarzyszące o średniej jasności wokół NGC 7361 mają o samo przesunięcie ku czerwieni, co wokół NGC 4410. Oba układy należą do najniższego szczytu Karlssona przesunięcia ku czerwieni.

5.3 Gromady galaktyk o różnorodnym przesunięciu ku czerwieni?

Okazuje się, że istnieją trzy gromady galaktyk, wszystkie wymienione dokładnie w tych samych pozycjach. Wszystkie gromady zostały zidentyfikowane przez katalogera George’a Abella, który nie miał żadnych wskazówek co do ich szczególnego charakteru, a zatem nie był pod wpływem żadnego przesunięcia ku czerwieni,

Abell 1541 z = .089
Abell 1541A z = .0245
Abell 1541C z = .0035

Pierwszą rzeczą, którą zauważamy, jest to, że istnieją trzy różne gromady galaktyk z zupełnie różnymi skatalogowanymi przesunięciami ku czerwieni dla tej samej pozycji na niebie. Wydaje się znacznie bardziej prawdopodobne, że reprezentują one różne wartości przesunięcia ku czerwieni w tej samej gromadzie, niż że są to niezależne gromady ułożone jedna za drugą na linii wzroku.

Dowody na to, że gromada z = .089 Abell 1541 została wyrzucona z galaktyki aktywnej NGC 4410 / Mrk 1325 można znaleźć na Grafice 10. Wykreślono na nim wszystkie galaktyki skatalogowane w NED w odległości ∼ 60′ od NGC 4410. Okazuje się, że około 260 NW od NGC 4410 znajduje się wydłużona grupa galaktyk o z_ave = .091. Są one uderzająco sparowane z gromadą Abell 1541 o z = .089 po przeciwnej stronie NGC 4410. Jest to kanoniczny wzór wydłużonych gromad sparowanych po obu stronach aktywnej galaktyki (patrz Arp & Russell (2001) dla gromad galaktyk związanych z dużymi, pobliskimi galaktykami). Fizyczna natura tego połączenia jest dodatkowo potwierdzona na Grafice 11, gdzie widoczna jest koncentracja źródeł promieniowania rentgenowskiego na SE od NGC 4410. Ponieważ wiemy, że galaktyki aktywne wyrzucają materiał rentgenowski, mieszanie się galaktyk towarzyszących i źródeł rentgenowskich w wypustce od NGC 4410 jest mocnym dowodem wskazującym na pochodzenie tych słabszych, przesuniętych ku czerwieni towarzyszy ze stosunkowo pobliskiej galaktyki macierzystej.

W katalogu Abell, Abell 1541 z = .089 jest bogatą gromadą, której rodzicem jest Abell 1541A (prawdopodobnie jasna, aktywna galaktyka NGC 4410, jak wskazują kwazary). Z kolei Abell 1541C o z = .003 jest kandydatem na rodzica, z którego powstała NGC 4410.

6. Nowe dowody na wewnętrzne przesunięcia ku czerwieni

Obliczenie, jak przesunięcia ku czerwieni towarzyszy NGC 4410 / Mrk 1325 wyglądałyby dla ich galaktyk centralnych, było ogromnym krokiem w tym badaniu. Dokładność, z jaką przesunięcia ku czerwieni pasowały do przewidywań Karlssona po usunięciu prędkości, sugeruje, że po raz pierwszy obserwujemy czyste przesunięcia ku czerwieni. Wydaje się prawdopodobne, że grupy te będą cennymi modelami, które mogą działać dla wszystkich form towarzyszy – od galaktyk z niskim przesunięciem ku czerwieni po kwazary z wysokim przesunięciem ku czerwieni. Schematyczny diagram na grafika 12 pozwala nam na pierwszy rzut oka ocenić, w jaki sposób poprawki są stosowane do obserwowanych przesunięć ku czerwieni w celu porównania ich z wartościami szczytowymi Karlssona w całym zakresie obserwacji.

Dotychczasowe analizy wskazują, że każda aktywna galaktyka z dopasowanymi kwazarami towarzyszącymi będzie wykazywać bardzo dokładne liczby Karlssona. Jedna rzecz jest jednak jasna, a mianowicie to, że manipulacje matematyczne wymagane do potwierdzenia obserwowanych liczb Karlssona uniemożliwiają przypadkowe włączenie niepowiązanych kwazarów tła, gdyby takie istniały. Chodzi o to, że byłoby nieprawdopodobne, aby niepowiązany kwazar ustawił się w jednej linii i w równej odległości od innych w aktywnym jądrze. Ponadto złożoność kroków wykluczyłaby jakąkolwiek przypadkową akceptację. Usunięcie dokładnych składowych prędkości byłoby trudne do obejścia. W związku z tym liczby z tych konfiguracji mogą być z pewnością wykorzystywane do badania fizyki w zakresie różnych galaktyk macierzystych.

W poniższym podsumowaniu i przeglądzie chcielibyśmy uwzględnić i skomentować kilka ważnych dodatkowych dowodów, które pojawiały się podczas długiego procesu przeglądu.

6.1 Pierwszy szczyt Karlssona na z_k = .060

Grafika 12 pokazuje, że jeśli bardzo aktywna galaktyka NGC 7361 zostanie przyjęta jako rodzic wszystkich małych towarzyszy przedstawionych na rysunku 5, jej przesunięcie ku czerwieni .004 spowoduje, że towarzysz AM 2230-284, który jest rodzicem gromady kwazarów, będzie dla nas wyglądał na z = .064, ale dla NGC 7361 będzie wyglądał na z = .060.

Uwaga: Jak wyjaśniono w Dodatku A, wykrycie szczytu z_K = .060 zostało po raz pierwszy dokonane przez Burbidge’a (1968) przy .061, a później przez Arpa i in. (1990) przy .062. W serii matematycznej podano jednak wartość .060 i jest to wartość, której użyliśmy. Obserwowana wartość porusza się w przybliżeniu w tych granicach, a ruch ten nie wpływa znacząco na obliczenia.

6.2 Prawidłowe przewidywanie wszystkich wartości maksimów Karlssona

Na grafice 12 przedostatnia kolumna powinna przedstawiać plazmoid po jego podziale na dwie części, które to części poruszają się w przeciwnych kierunkach. Nawet jeśli zaczynają z tą samą prędkością, wkrótce zaczną ją tracić w różnym tempie, jeśli wejdą w interakcję z materiałem na swojej drodze. Konieczna jest jednak znajomość galaktyki, która je wyrzuciła. Wydaje się jednak, że prędkość początkowa jest określona przez zdarzenie w jądrze galaktyki wyrzucającej. Zaczynamy zdawać sobie sprawę, że obserwujemy zdarzenia w jądrze, które bardziej przypominają białe dziury niż czarne dziury. Jeśli mamy do czynienia z wyrzuconymi plazmoidami, być może płyną one z powodu siły wyporu. A może istnieje mechanizm wystrzału z procy.

Wreszcie możemy odpowiedzieć na pytanie, czy obliczenia są dobre tylko dla małych korekcji źródła, tj. korekcji, która daje nam (1 + z₀ )? Odpowiedź można znaleźć w bezpośrednio poprzedzającej grupie UM 341. Z grafiki 9 i tabeli 3 dowiadujemy się, że galaktyka centralna to Seyfert z niezwykle wysokim przesunięciem ku czerwieni z = .399. Wokół niej znajduje się kilka kwazarów o wyższym przesunięciu ku czerwieni, a rysunek 9 jest wykreślony względem przesunięcia ku czerwieni galaktyki centralnej o z = .399. Na grafice 12 znajdują się jednak dwie pary wyrównanych kwazarów. Nie ma żadnej różnicy w ich obliczeniach w stosunku do reszty grafiki 12 i oba okazują się bliskie idealnym okresom Karlssona z_K = .29 i .96.

6.3 Ciągłość pomiędzy z = .06 a 1.96

W tej chwili nie wiemy, co powoduje szczyty i okresowości Karlssona, ale wiemy, że empirycznie zjawisko to traktuje kwazary (np. z = 1,96) oraz aktywne galaktyki i galaktyki (np. z = .06) jednakowo. Obiekty .06 to głównie galaktyki, ale są one preferencyjnie skupione wokół rodziców z niższym przesunięciem ku czerwieni w klasycznych grupach.

Mając empiryczny obraz ciągłości poprzez dane spektrofotometryczne, spektrograficzne i morfologiczne, powinno być możliwe rozpoczęcie zrozumienia modelu ewolucyjnego obiektów składowych naszego wszechświata. Jeśli parametr przesunięcia ku czerwieni nie wskazuje na odległość, ale raczej na wiek (czas), powinniśmy wypróbować wyjaśniające kosmiczne teorie reprodukcji z konkurencyjnymi formami ewolucji.

Jeśli empiryczny wzorzec kwazarów i galaktyk ewoluujących przez etapy niskiego przesunięcia ku czerwieni przy stosunkowo niskich jasnościach jest środkiem do uzyskania empirycznych danych na temat ich materii składowej, materia ta jest prawdopodobnie główną przyczyną ich wewnętrznego przesunięcia ku czerwieni. Wydaje się ważne, aby zaprogramować obserwacje na wszystkich długościach fal w celu uzyskania pełnego zrozumienia okresowości przesunięcia ku czerwieni.

6.4 Dlaczego przez 38 lat nie uznano szczytów Karlssona?

Kiedy obserwatorzy po raz pierwszy spojrzeli na kwazary w pobliżu galaktyk, galaktyki były jasne i miały pomijalnie małe przesunięcia ku czerwieni. Gdy obserwowano słabsze galaktyki, ich przesunięcia ku czerwieni wzrosły i należało je wykorzystać do skorygowania przesunięć kwazarów. Na ogół tak się nie stało i słabsze kwazary były zbyt przesunięte ku czerwieni.

6.5 Przesunięcia ku czerwieni w poprzednich wielkich grupach (Komberg et al. 1996)

Jeśli chodzi o gromady kwazarów, takie jak ta opisana tutaj w początkowych sekcjach, wcześniejsze badania dużych grup kwazarów zostały opisane przez Komberg’a et al. (1996) i odniesienia do nich. Dla ich 12 najlepszych grup zakres przesunięć ku czerwieni w każdej grupie wynosi średnio ∆z = .141. W opisywanej przez nas gromadzie zakres przesunięć kwazarów wynosi jednak tylko ∆z = .038, czyli jest prawie 4 razy mniejszy. Jeśli przesunięcia ku czerwieni w dużej grupie zdefiniowanej w Komberg et al. (1996) są traktowane jako prędkości, to mamy na przykład ich LQG5, gdzie zbliżająca się strona gromady oddziela się od dalekiej strony z prędkością ∆v = .218c = 65 400 km/s. Ogólnie zgadzamy się z wnioskiem Komberg et al. (1996): „… grupy kwazarów i supergromady mogą być ewolucyjnie powiązane”. Jednak omawiana tutaj gromada jest silniejszym przykładem, który sugeruje, że ewolucja była znacznie szybsza na początku.

7. Pomiędzy szczytami

Ważnym pytaniem jest, co zrobić z przesunięciami ku czerwieni kwazarów, które nie znajdują się blisko maksimum Karlssona dla wskazanej galaktyki macierzystej. Można powiedzieć, że ich prędkości wyrzutu wprowadzają je w arbitralny związek z innymi szczytami Karlssona dla tej galaktyki. Alternatywnie można zauważyć, że z wewnętrznymi, skwantowanymi przesunięciami ku czerwieni kwazary musiałyby ewoluować stopniowo. Pomiędzy szczytami musiałby upłynąć przynajmniej pewien czas. Można również powiedzieć, że podczas przejścia przez ośrodek macierzysty i przyległy, plazmoid o niskiej masie cząsteczkowej jest otwarty na kolizyjną ablację lub spowolnienie i odchylenie. W rzeczywistości pojawia się coraz więcej dowodów na istnienie plazm radiowych o niskiej masie na zewnętrznych powierzchniach kwazarów, które zostały rozerwane podczas ich wyjścia z wyrzucających je galaktyk. Pierścienie zaczynają się również pojawiać wokół galaktyk takich jak UGC 8584 opisanych w Arp & Fulton (2008a) i galaktyk tam wymienionych. Implikacją tych pierścieni jest to, że reprezentują one powłokę zdmuchniętą z galaktyki macierzystej, w którą uderzają kwazary i tracą swoje prędkości ucieczki. W rzeczywistości na zdjęciu U. K. Schmidta dostępnym w Sky View widoczny jest pierścień wokół NGC 7361. Po zatrzymaniu lub spowolnieniu przez takie procesy niektóre galaktyki mogą wykazywać silne szczyty Karlssona, a inne szczyty mogą być wypłukiwane przez wyższe prędkości.

8. Najniższy szczyt Karlssona – patrząc wstecz na sławną kontrowersję

Powyższe dowody na widoczne szczyty w pobliżu z = .059 do .064 w układzie NGC 7361 / AM 2230-284 można teraz powiązać z pierwszą i być może najważniejszą obserwacją niezgodnych przesunięć ku czerwieni – a mianowicie kwazarem/galaktyką Markarian 205, połączoną świetlistym mostem z zaburzoną galaktyką spiralną NGC 4319 (Arp 2003).

	NGC 4319	Mrk 205
cz	1, 700	21, 000
z	.00567	.070
z0	…	.064

NGC 4319 / Mrk 205 została przedstawiona na okładce „Seeing Red” (Arp 1998a) z kwazarami o wyższym przesunięciu ku czerwieni połączonymi z Mrk 205 przez świecące włókna rentgenowskie. To, co potwierdza ten scenariusz wyrzucenia/ewolucji, to właściwości AM 2230-284 i NGC 7361 (AM 2239-301), pokazane na rysunkach 3 i 5. Pokazują one, że wokół różnych ciał macierzystych istnieje krąg towarzyszy, którzy mają pierwszy szczyt Karlssona w pobliżu z_K = .060. Towarzysze mają tendencję do znajdowania się bardzo blisko przesunięcia ku czerwieni pierwszego szczytu Karlssona. Co więcej, szczyt należy do towarzysza o niższym przesunięciu ku czerwieni dopiero po przekształceniu do macierzystego układu odniesienia.

Wreszcie zauważamy, że Mrk 205 został sklasyfikowany jako galaktyka aktywna, ale często nazywany kwazarem (Veron and Veron Catalogue 2000) i wymieniony z magnitudo absolutnym M_V = -22,5, gdy arbitralna granica dla kwazara wynosiła -23 mag. Dzięki zwartemu, ale dobrze rozdzielczemu obrazowi jest to uderzający przykład kwazara ewoluującego w galaktykę i identyfikujący punkt przecięcia w bardzo dużej populacji przechodzącej tę ewolucję.

9. Pochodzenie wyrzutów dużej liczby galaktyk w regionie NGC 7361

W poprzednich sekcjach zauważyliśmy, że dwie najbardziej aktywne galaktyki w tym regionie są połączone włóknem galaktyk o przesunięciu ku czerwieni (.059 < z < .064). Z wyjątkiem kondensacji wzdłuż wcześniej istniejącego toru, wydaje się, że tylko wyrzucenie lub ablacja/oderwanie byłoby w stanie uformować obserwowaną linię towarzyszy o niskim przesunięciu ku czerwieni w ogonie od NGC 7361 na SE. Niezależnym dowodem na to, że NGC 7361 faktycznie wyrzuca materiał jest obserwacja płatów radiowych pokazanych na grafice 6. (To niezwykłe, że galaktyka skatalogowana jako spiralna wykazuje wyrzucone płaty radiowe). Na mapie radiowej na grafice 6 widoczna jest również para silnych źródeł radiowych, które wydają się nie mieć identyfikacji optycznej, ale leżą wzdłuż linii do AM 2230-284.

Na grafice 5, AM 2230-284 wykazuje to samo powiązanie z jeszcze bliższymi, dobrze zdefiniowanymi liniami galaktyk o niskim przesunięciu ku czerwieni w całej galaktyce niż w przypadku NGC 7361. Dodatkowe wsparcie dla roli odgrywanej przez asocjacje w tym regionie pokazano na grafice 7. Okazuje się, że AM 2230-284 jest również źródłem radiowym, choć nietypowym ze względu na swoją zwartość. Ponieważ najstarsze przesunięcia ku czerwieni są najmniejsze, patrzymy teraz na rysunek 5 jako empiryczną ewolucję dla trzech generacji galaktyk.

10. Nowy główny składnik Wszechświata

Gdy galaktyka o niskim przesunięciu ku czerwieni ma wokół siebie skupisko słabszych galaktyk, zwykle zwraca się uwagę na przesunięcia ku czerwieni i jeśli słabsze galaktyki mają znacznie wyższy przesunięcie ku czerwieni, wnioskuje się, że są to bardziej odległe, niepowiązane ze sobą obiekty. Jeśli jednak galaktyki towarzyszące wykazują TĘ SAMĄ wartość wyższego przesunięcia ku czerwieni, należy zakwestionować przesunięcie ku czerwieni jako wskaźnik odległości. Taka sytuacja miała miejsce w regionie wokół NGC 7361, gdzie galaktyki o z = .060 są w rzeczywistości widoczne jako wypływające z jaśniejszej galaktyki (patrz grafika 5).

Istnieje jednak jeszcze silniejszy związek między galaktyką centralną a jej towarzyszami. Jest to rzeczywista wartość przesunięcia ku czerwieni słabszych galaktyk, która wynosi dokładnie z = .060 po przekształceniu z układu odniesienia galaktyki wyrzucającej do układu odniesienia galaktyki wyrzucanej. Ta ostatnia wartość jest oznaczona jako z₀ , jak zdefiniowano w Dodatku A, i, co najbardziej ekscytujące, jest to jeden z dobrze znanych szczytów przesunięcia ku czerwieni Karlssona, z_K = .06.

Oznacza to, że przesunięcia ku czerwieni towarzyszy zachowują się tak samo, jak przesunięcia ku czerwieni wyższych kwazarów. Mogą one zwolnić w pewnej odległości od wyrzucającej galaktyki. Stamtąd stają się bardziej podobne do galaktyk i ewoluują w dół przez szczyty Karlssona. Chociaż może to stanowić zorganizowany schemat, na którym można zawiesić obserwacje, niniejszy artykuł ma charakter obserwacyjny, a nie teoretyczny. Dlatego dowody empiryczne powinny być wykorzystywane tak daleko, jak to możliwe.

Najważniejszym testem było oczywiście wybranie stosunkowo reprezentatywnej grupy galaktyk macierzystych o niskim przesunięciu ku czerwieni i sprawdzenie, co robią ich galaktyki towarzyszące. Wybraliśmy arbitralnie: 7 galaktyk centralnych z niskim przesunięciem ku czerwieni. Jedna z nich nie miała towarzyszy, a jedna miała trzy szczyty, z których żaden nie dominował. Jednak pozostałe 5 galaktyk miało wyraźnie określone maksima przesunięcia ku czerwieni, z dokładnością do z₀ = ±.001. Kluczowym aspektem jest to, że gdy centralna galaktyka ma przesunięcie ku czerwieni większe niż około 0,003, zaczyna to mieć znaczenie w korekcie układu odniesienia.

Korekta ta była stosowana dla kwazarów niemal od samego początku ich istnienia i jest silnym dowodem na to, że liczby Karlssona są znaczące! (W przeciwnym razie, dlaczego tylko przesunięcie ku czerwieni galaktyki macierzystej dałoby poprawną odpowiedź w powyższych obliczeniach?) To również umieszcza kwazary i przesunięcie ku czerwieni galaktyk o z = .06 w tej samej matematycznej/fizycznej sferze. Pozwala nam to na spowolnienie ich w odległości od galaktyki centralnej, w której mogą dojrzeć do „normalnych” galaktyk. Część z tego była znana od dawna – Burbidge (1968); Karlsson (1971); Arp et al. (1990) – w miarę jak rosły dowody na dyskretne przesunięcia ku czerwieni. To, co zmieniło się teraz, to bardzo duża liczba galaktyk przejściowych. Badanie 2dF jest wyjątkowo głębokie i kompletne, a z próbki przedstawionej na grafikach 5 i 8 widać, że populacja galaktyk o z = .06 osiąga liczbę 50 lub więcej na większą galaktykę.

Obecnie wydaje się, że szczyt przesunięcia ku czerwieni z₀ = .06 został po raz pierwszy rozpoznany prawie 40 lat temu. W miarę jak mierzono coraz słabsze kwazary i galaktyki, liczba obiektów o z₀ = .060 do .064 rosła. Były one rejestrowane przez większość coraz większych teleskopów. W większości przypadków nie były one śledzone, ponieważ zarówno one, jak i ich obiekty macierzyste były bledsze przy wyższych przesunięciach ku czerwieni, co utrudniało wprowadzanie poprawek transformacyjnych do obiektów macierzystych. Łatwiej było więc je przeoczyć. Oczywiste jest, że szybkie postępy w tym ważnym temacie wymagają od badaczy stosowania podobnych wartości i założeń.

Głównym celem niniejszego artykułu jest wykazanie, że gdy te poprawki są spełnione, wyniki przesunięcia ku czerwieni z₀ są zbyt bliskie dobrze określonej serii Karlssona, aby mogły być przypadkowe. Obecnie zademonstrowano również technikę znajdowania galaktyk macierzystych dla asocjacji o wysokim przesunięciu ku czerwieni, które następnie ujawniają znacznie większą liczbę asocjacji z = .06.

Przekonującym ćwiczeniem jest spojrzenie na trzy przesunięcia ku czerwieni, które są wymienione dla gromady Abell 1541 w sekcji 5.3. Jaki jest stosunek gromady macierzystej do gromady towarzyszącej, który daje 1,063? Patrząc na wykres na grafice 10, wiele galaktyk posiada około z = .089. Czy jest to już dowód na istnienie nowego głównego składnika? Wręcz przeciwnie, wystarczy przesunąć je do układu spoczynkowego galaktyki centralnej, przy z = .0245, a całe pole galaktyk zmieni się w z₀ = .063, bardzo blisko oczekiwanego z₀ = .060.

Centralną galaktyką w powyższych gromadach jest NGC 4410. Ma ona dwie pary dopasowanych kwazarów w poprzek siebie (sekcja 5.1, grafiki 10 i 11). W niniejszym artykule ponownie chodzi o to, że normalne kwazary o wysokim przesunięciu ku czerwieni można teraz rutynowo przypisać ich rodzicom na podstawie przeciwstawnych wyrzutów lub wyraźnych wartości Karlssona. Te same rodziny mogą mieć rozległe rodziny w średnim wieku typu z0 = .06. Inne przykłady w niniejszym artykule to NGC 4151, NGC 7361, UM 314 itd. Zmiana terminologii w celu uwzględnienia tej dużej, nowej populacji jest pożądana, ale byłaby trudna. Uwzględnienie aspektów kwazarów, takich jak młode galaktyki zalążkowe, które rozwijają się w galaktyki aktywne z niższym przesunięciem ku czerwieni, prawdopodobnie pomoże w lepszym zrozumieniu procesu powstawania materii, pierwiastków i rozwoju galaktyk.

Należy zauważyć, że wartości szczytowe Karlssona są zwykle podawane tylko z dokładnością do dwóch cyfr, jak w przypadku z₀ = .06. Seria daje wartości szczytowe do około ±.001. Jednak poszczególne grupy obserwacyjnie podają trzy cyfry, np. z₀ = .061 lub .064, podczas gdy następny najbliższy szczyt Karlssona wynosi .30. Ponadto może występować niewielka zmienność grupy wraz z wiekiem lub niepewność w pomiarach przesunięcia ku czerwieni.

11. Ślady wyrzutu masy z jądra gromady galaktyki Seyferta NGC 4151

W tym miejscu chcielibyśmy osobno przedstawić pomocniczą obserwację, ponieważ nawet jako pojedynczy przypadek, silnie potwierdza ona wyrzuty kwazarów i galaktyk o różnych wewnętrznych przesunięciach ku czerwieni.

Wybierając pobliskie galaktyki w celu zbadania ich powiązań z towarzyszami przesuniętymi ku czerwieni, natknęliśmy się na jedną z pierwszych galaktyk z silnie wyrzucającym jądrem, galaktykę Seyferta NGC 4151 (Demoulin & Burbidge 1968) (Arp 1968a). Już pobieżna inspekcja ujawnia linię galaktyk biegnącą z północy na południe przez środek NGC 4151, jak pokazano na grafice 13. Pięć galaktyk na północy ma średnią z_C = .0620, a sześć na południu z_C = .0627. Punktem środkowym tych 11 galaktyk towarzyszących, zarówno pod względem zasięgu, jak i przesunięcia ku czerwieni, jest jądro NGC4151 jako macierzyste w stosunku do wyrzutu (z = .003).

1. Linia 5 obiektów w jednym kierunku i 6 w przeciwnym kierunku, wyłaniająca się z aktywnego jądra tej słynnej galaktyki, nasuwa pytanie: W jaki sposób, niż inny przez wyrzucenie, natura mogła dojść do takiej konfiguracji 11 galaktyk? W jaki sposób możliwe byłoby uzyskanie mocniejszego dowodu na ich pochodzenie i odległość?
2. Jeśli przesunięcie ku czerwieni tych obiektów jest o 18 000 km/s większe niż przesunięcie galaktyki, jak mogą one znajdować się w tej samej odległości w rozszerzającym się wszechświecie, w którym przesunięcie ku czerwieni równa się odległości?
3. Dlaczego przesunięcie ku czerwieni tych obiektów wpasowuje się z dokładnością do .001 w okresowość Karlssona dla galaktyk/kwazarów?

11.1 Ultra-jasny kwazar rentgenowski wzdłuż linii obiektów Karlssona

Innym godnym uwagi zjawiskiem jest bardzo silny kwazar rentgenowski zakłócający centralny obszar aktywnej galaktyki Seyferta NGC 4151. Jak pokazano na grafikach 13 i 14, istnieje włókno rentgenowskie łączące kwazar z jądrem galaktyki ściśle wzdłuż linii 11 galaktyk o z = .06 i dołączone z powrotem do jądra galaktyki, a kwazar zakłóca centralne regiony tej galaktyki. Jest to źródło radiowe i bardzo silne źródło rentgenowskie, ale o słabej pozornej jasności. Jego przesunięcie ku czerwieni wynosi .615, co jest natychmiast rozpoznawalne jako pik przesunięcia ku czerwieni Karlssona w relacji okresowości kwazarów. Jeśli przesunięcie ku czerwieni BL Lac zostanie przekształcone w przesunięcie ku czerwieni z = .003 NGC 4151, wówczas jego przesunięcie ku czerwieni zmienia się z z = .615 na z₀ = .610. To umieszcza BL Lac tylko około 3% drogi do sąsiednich szczytów okresowości, .30 i .96. Innymi słowy, BL Lac wypada w szczycie przesunięcia ku czerwieni w periodyczności Karlssona – tej samej periodyczności, która łączy normalne kwazary z najniższymi szczytowymi przesunięciami ku czerwieni, które zidentyfikowaliśmy jako wyewoluowane, końcowe stadium kwazarów.

11.2 Wspólne pochodzenie kwazarów i galaktyk

Widząc powiązania między NGC 4151 i kwazarem o z = .60, nagle zdajemy sobie sprawę, że ostatnie trzy przykłady galaktyk aktywnych analizowanych w niniejszym badaniu miały kwazary o wysokim przesunięciu ku czerwieni, przypadającym na szczytowe wartości przesunięcia ku czerwieni Karlssona. Miały one również decydujące powiązania z galaktykami towarzyszącymi o niższym przesunięciu ku czerwieni, z₀ = .06, jak pokazano w tabeli 4.

1. Pierwszym wnioskiem jest to, że asocjacja towarzyszy z₀ = .06 ułatwia ustalenie nie-prędkościowego charakteru ich przesunięć ku czerwieni, dając znacznie więcej przykładów na asocjację z wysokim przesunięciem ku czerwieni. Należy zwrócić szczególną uwagę na liczbę towarzyszy o z₀ = .06 na grafikach 5, 8 i 10.
2. Potrzebna jest liczba galaktyk o z = .06 jako produkt końcowy w ewolucji towarzyszy z wysokim przesunięciem ku czerwieni. W przeciwnym razie szybciej ewoluujące kwazary z wysokim przesunięciem ku czerwieni miałyby zbyt mało przedstawicieli na późniejszych etapach ewolucji.
3. Kwazary o wyższym przesunięciu ku czerwieni preferują zajmowanie dyskretnych wartości przesunięcia ku czerwieni. Kroki o wartości .06 reprezentują te same przedziały, co wyższe wyrazy w szeregu matematycznym. Niezależnie od tego, czy rozumiemy tę serię, jej dokładne rozgraniczenie od najniższych do najwyższych przesunięć ku czerwieni powinno sugerować, że proces fizyczny wyrażony przez tę serię ma zastosowanie do wszystkich przesunięć ku czerwieni.

Galaktyka macierzysta	Kwazar o wysokim z	z0 = .06
NGC 4151	.61	11
UM 341	.96, .29	1
NGC 4410	59, 1,41	≥ 50
NGC 7361	21 × 2,149	≥ 40

11.3 Obecność nietermicznych emiterów we wnętrzach galaktyk

Wyrównania i powiązania między kwazarami i aktywnymi jądrami galaktyk silnie przemawiają za ewolucją proto-kwazara/galaktyki w miarę jej wyłaniania się z galaktyki macierzystej. Bezpośrednim dowodem są świetliste mosty pomiędzy etapami rozwoju. W przypadku NGC 4151 linia 6 + 5 jest kandydatem na tor wyrzutu, być może także most z NGC 7603 lub plazmoidy w dżecie z M87. Może to być bezpośredni dowód na ewolucję morfologiczną. Biorąc jednak pod uwagę obecne poglądy większości, testowanie teorii przesunięcia ku czerwieni bez zmiany prędkości odbywa się w niewielkim stopniu.

BL Lac zostało jednak oznaczona jako Ultra Jasne Źródło Rentgenowskie (ang. ULX). Po umieszczeniu w odległości dużej galaktyki, w której zostały znalezione, ULX były początkowo uważane za pewnego rodzaju super rentgenowskie gwiazdy podwójne (Arp et al. 2004). Jednak po zmierzeniu wystarczającej liczby przykładów stało się jasne, że prawie wszystkie były kwazarami o wysokim przesunięciu ku czerwieni. López-Corredoira i Gutiérrez (Arp et al. 2004) opublikowali analizę omawiającą dowody na to, że były to kwazary należące do pobliskich galaktyk. Oczywiście potwierdza to wcześniejsze dowody Radecke (1997), że jasne źródła rentgenowskie były związane z galaktykami Seyferta na poziomie 7,5 sigma. Większość z tych źródeł rentgenowskich to kwazary (Arp 1997). Co ciekawe, w przypadku NGC 4151, badanie przeprowadzone przez Arp et al. (2004) wykazało, że kwazary BL Lac były najsilniej związane z dużymi galaktykami macierzystymi o niskim przesunięciu ku czerwieni.

Zasugerowano (Arp 2006), że gładkie widmo kontinuum BL Lac było wynikiem usunięcia atmosfery o silnej linii emisyjnej zwykłego kwazara. Mogło to nastąpić na drodze wyrzutu w zderzeniu z obłokami lub ośrodkiem galaktycznym w galaktyce macierzystej lub bezpośrednio poza nią. Spowolniłoby to i być może zakłóciło dokładną linię wyrzutu kwazara z protogalaktyki. Ewolucja od kwazara do galaktyki może zachodzić w różnych odległościach od galaktyki macierzystej i prawdopodobnie z pewnymi odchyleniami od liniowego, podobnego do dżetu położenia.

Niedawna praca Burbidge & Napier (2009) pokazała dodatkowe przekonujące dowody na to, że gęstość w kierunku wewnętrznych przestrzeni wokół pobliskich jąder galaktyk jest wystarczająca, aby wykazać, że odległość tych kwazarów jest również bliska.

12. Narodziny kwazarów

Jak dotąd nie jest możliwe zajrzenie bardzo daleko w materializację i montaż nowych kwazarów w jądrach galaktyk macierzystych. Możemy jednak zacząć rozróżniać, kiedy obiekt wygląda na mały, ponieważ znajduje się w dużej odległości, a kiedy naprawdę jest mały, ponieważ jest blisko. Argument, że fundamentalne cząstki uzyskują swoją masę poprzez wymianę z Wszechświatem w teorii typu Machiana, został już przedstawiony i służy jako przykład możliwego kierunku do zbadania.

13. Ewolucja kwazarów

W przypadku galaktyk danego typu, im słabsze są ich jasności, tym przesunięcia ku czerwieni generalnie rosną. Jest to słynna zależność Hubble’a, którą zwolennicy teorii rozszerzającego się Wszechświata uważają za niepodważalny dowód na to, że Wszechświat rozszerza się szybciej wraz ze wzrostem odległości od obserwatora.

W miarę gromadzenia danych na temat kwazarów ich wartości ulegały jednak znacznemu rozproszeniu, przez co zależność Hubble’a nie była tak widoczna. Zanegowało to wszelkie dowody na to, że kwazary rozszerzały się z prędkościami recesyjnymi. Jedynym pozostałym źródłem informacji o odległościach i jasnościach były kwazary związane z galaktykami o niskim przesunięciu ku czerwieni, odkrytymi wcześniej wraz z galaktykami omówionymi w niniejszym artykule. Kwazary te znajdują się na ogół w pozornym zakresie jasności od m 18 do 20 mag. Galaktyki, z którymi są powiązane, mają moduły odległości około m – M = 24 do 32 mag, a zatem kwazary mają magnitudo absolutne w zakresie od M -14 do -9 mag.

Wiele podobnych galaktyk towarzyszących, znalezionych w poprzednich badaniach, posiada ten sam zakres jasności i prowadzi do kwazarów o wielkościach absolutnych w zakresie kilku magnitudo najjaśniejszych gwiazd w galaktykach. Z pewnością nie mamy kwazarów jaśniejszych niż M_V -23 magnitudo, które byłyby już zdecydowanie najjaśniejszymi obiektami w galaktykach. byłyby już zdecydowanie najjaśniejszymi znanymi obiektami. Teoria oferuje nam zatem arbitralną wielkość absolutną, poniżej której kwazar staje się galaktyką. Kwazary mogą być dość zmienne, więc ich klasyfikacja może się z czasem zmieniać. To ostatnie jest karą, jaką należy zapłacić za stosowanie niedziałającej definicji opartej na na arbitralnym limicie opartym na teoretycznym założeniu.

13.1 Czym jest kwazar?

Jeśli przesunięcie ku czerwieni nie powinno być używane do definiowania kwazara, to co jest użyteczną miarą obserwacyjną? Cechą, która odróżniała je od innych obiektów niebieskich, było ich promieniowanie nietermiczne, o czym świadczy ich płaskie, ciągłe spektrum, od ultrafioletu do podczerwieni. Jeśli aktywne galaktyki o niskim przesunięciu ku czerwieni wyrzucały materiał synchrotronowy, a w pobliżu znajdowały się nadmiarowe źródła synchrotronowe, nie mogło być większych wątpliwości co do tego, skąd pochodzą te kwazary.

Najlepszym przykładem jest M87, która ma serię radiowych „węzłów” wychodzących wzdłuż strumienia z jej wnętrza. Widoczne są ablacje wzdłuż krawędzi stożka wyrzutowego. Emitują promieniowanie ultrafioletowe, widzialne, rentgenowskie i radiowe. Nie ma jednak linii emisyjnych, ponieważ naładowane cząstki nie zdążyły połączyć się w atomy. Są to jednak, jak sugerował Ambarzumian w latach 50-tych, duże galaktyki rodzące małe galaktyki. Wyrzucony plazmoid, z którego ewoluowały nowe galaktyki. Ambarzumian nazwał go superpłynem. Dalej wzdłuż linii dżetu znajduje się duża galaktyka rentgenowska (z =.085).

Para kwazarów jest ustawiona w poprzek (z = 1,28 i 1,02). Średni wewnętrzny redshift tej pary wynosi więc .98 – szczyt Karlssona znajduje się na .96!

Fakt, że szczytowe wartości przesunięć ku czerwieni Karlssona występują we wszystkich obserwowanych przesunięciach ku czerwieni, w tym w najniższych, przeważnie niskich przesunięciach ku czerwieni galaktyk z = .06, wskazuje, że ewolucja przesunięć ku czerwieni jest fundamentalną właściwością materii składającej się na te główne składniki naszego Wszechświata. W tym kontekście warto zauważyć, że większość teoretyków, aby uchronić protoplazmoidy przed szybkim wyparowaniem, domagała się istnienia ciemnej materii. Narlikar i Arp (1993) nazwali to makiańskim (ang. Machian) wzrostem masy cząstek, który rozpocząłby kondensację plazmoidu i zmniejszyłby początkowo wysokie wewnętrzne przesunięcie ku czerwieni w samym czasie kreacji.

Gdy kwazaropodobni towarzysze są fizycznie związani z galaktyką macierzystą, są zwykle mniejsi, mają większą jasność powierzchniową i wykazują aktywność linii emisyjnych. W kwazarach duże energie są upakowane w absurdalnie absurdalnie małych objętościach początkowych. W miarę ewolucji nie mają dokąd pójść, z wyjątkiem rozjaśniania się z czasem w kierunku bycia galaktykami i zmniejszania wewnętrznych przesunięć ku czerwieni. Ważną kwestią jest jednak to, że towarzysze o nadmiernym przesunięciu ku czerwieni ewoluują w bardziej „normalne” galaktyki, a sama wartość liczbowa przesunięcia ku czerwieni ewoluuje stopniowo do mniejszych wartości.

13.2 Ewolucja w Płaszczyźnie Hubble’a

Grafika 15 pokazuje, jak wyglądał diagram Hubble’a kilka lat po odkryciu kwazarów. Było jasne, że istnieje ciągłość cech fizycznych pomiędzy nierozwiązanymi kwazarami, zwartymi galaktykami, galaktykami Seyferta z jądrami gwiazd itp. Na korzyść ich ewolucji wzdłuż tych stanów przemawia Grafika 2 z Arp (1968a). Diagram ten pokazuje, jak te kwazary i galaktyki kwazaropodobne znajdowały się na ścieżkach między niebieskimi (młodszymi składnikami gwiazdowymi) a starymi (czerwonymi) gwiazdami. Oczywiście, w miarę jak ultrafioletowo – niebieski, optyczny synchrotron odcinał się stopniowo ku czerwieni, zintegrowany kolor również podążał w tym kierunku. Ogólnie rzecz biorąc, mamy kolorowy diagram magnitudo, na którym możemy zlokalizować ścieżki ewolucji.

W tej ewolucyjnej zmianie wraz z wiekiem nie ma większego znaczenia, gdzie w danym momencie znajduje się aktywny obiekt. Znaczenie ma to, gdzie ląduje, gdy zaczyna przypominać zwykłe galaktyki, które składają się na to, co ludzie uważają za normalną relację Hubble’a. W tym momencie musimy zadać sobie pytanie, jak dobrze ścieżki ewolucyjne w płaszczyźnie z,m przedstawiają sytuację.

Teraz, 40 lat później, Bell (2007) skonstruował bardzo potężny diagram. Grafika 16 pokazuje, że kwazary są najpierw widoczne jako wąskie pasmo pomiędzy przesunięciami ku czerwieni od z = 6 do 8. Następnie rozszerzają się i opadają zasadniczo pionowo na wykresie z,m, aż zanurzają się poniżej normalnej linii Hubble’a galaktyk, a następnie kontynuują luźno pod linią, aż do napotkania bardzo jasnych pozornych magnitudo. Oczywiście wymaga to ewolucji przesunięcia ku czerwieni – malejącego przesunięcia ku czerwieni wraz z ewolucją ku jaśniejszym wielkościom z upływem czasu! Ten wykres 106 958 kwazarów i galaktyk kwazaropodobnych wypełnia nachylenie i ogólną lokalizację obiektów dostępnych w 1968 roku, jak pokazano na rysunku 15. Na rysunku 16 znajdują się dwa istotne wyniki:

1. Pomiędzy mV = 18 i 20 mag. ewolucja biegnie prawie wyłącznie w dół, jeśli chodzi o przesunięcie ku czerwieni. Wiele z nich gromadzi się pomiędzy tymi pozornymi wielkościami i nie kończy swojej znaczącej redukcji przesunięcia ku czerwieni, dopóki nie znajdą się znacznie poniżej z = .06.
2. Ważny jest również gwałtowny spadek śladów poniżej z = .06 między m_V = 15 i 18 bardzo blisko z = .06. Sugeruje to rozjaśnienie śladów związane z ewolucją obiektów z = .06 w szczycie przesunięcia ku czerwieni Karlssona. Obiekty te są jednym z głównych rezultatów niniejszej pracy znajdowania dużej liczby galaktyk z przesunięciami ku czerwieni. Istotne znaczenie miałoby przyjrzenie się obszarowi wokół szczytu z = .06 przesunięcia ku czerwieni, gdzie bardziej potrzebna jest wyższa rozdzielczość – zwłaszcza, że na obiektach z grafiki 16 muszą występować znaczące efekty selekcji.

Diagram na grafice 16 wygląda bardzo podobnie do wykresu pozornego mag.-kolor dla gromad gwiazd (diagram Hertzsprunga-Russella). Diagramy te otworzyły niezwykle satysfakcjonujący temat ewolucji gwiazd. Pokazały one, że to nie gwiazdy głównej sekwencji o niskiej masie ewoluowały w górę głównej sekwencji, ale jaśniejsze gwiazdy o wyższej masie, które obrały ścieżki ewolucyjne poza punktem zwrotnym i wylądowały w gałęziach sub-olbrzyma i olbrzyma. Kwazary wydają się być wstrzykiwane przy bardzo wysokich przesunięciach ku czerwieni i niskiej jasności, rozjaśniają się do pewnego stopnia, a następnie podążają niemal prosto w dół do niższego przesunięcia ku czerwieni. Wciąż bledsze niż relacja Hubble’a dla bardziej jasnych galaktyk, stopniowo zbliżają się do odpowiedniej linii Hubble’a. Przypuszczaliśmy, jakie muszą być ścieżki ewolucyjne, w taki sam sposób, jak w przypadku ewolucji gwiazd – przyjrzeliśmy się grupom i gromadom w różnym wieku i odnotowaliśmy zmiany zachodzące w funkcji czasu.

Krótko mówiąc, muszą one poruszać się gdzieś w płaszczyźnie z, m, a na grafikach 15 i 16 widzimy obiekty kwazaropodobne w każdym wieku, co wskazuje na korzyść bardziej ogólnego rozwiązania równań pola ogólnej teorii względności, które dla wszystkich galaktyk powstałych w tym samym czasie dają prawo Hubble’a bez dyspersji, bliskie obecnej wartości w odniesieniu do obecnie akceptowanego wieku Wszechświata (Narlikar i Arp 1993).

Kiedy zaczęto obserwować obiekty gwiezdne z dużymi przesunięciami ku czerwieni, rozpoczęła się ożywiona rywalizacja o to, czy można je uznać za „nowy ważny składnik Wszechświata”. Zaczęto o nich myśleć właśnie w takich kategoriach, mimo że alternatywny pogląd, że są one po prostu ekstremalną wersją galaktyk aktywnych, był bardziej poprawny. Jak na ironię, ogromna liczba młodych galaktyk towarzyszących z przesunięciem ku czerwieni, o których mowa w niniejszym artykule, ujednolica klasyfikację kwazarów/galaktyk, jednocześnie twierdząc, że przesunięcie ku czerwieni jest właściwością młodszego wieku.

14. Kolejna para wyrzuconych kwazarów – uzupełnienie

W poprzednim artykule szczegółowo zbadano reprezentatywną próbkę kwazarów, które są sparowane względem aktywnej galaktyki macierzystej. Wykazano, że ich właściwości zdecydowanie wykluczają przypadkowe występowanie obiektów tła. Jedno z najbardziej uderzających powiązań nie zostało jednak pokazane, ponieważ zostało opublikowane w mniej znanym czasopiśmie (Arp 1968b).

Związek ten pokazano na Grafice 17. Dwa kwazary radiowe są również bardzo jasne w promieniowaniu rentgenowskim, a galaktyka ma wysoką jasność powierzchniową. Ze względu na siłę źródeł rentgenowskich i względną niedostateczną liczbę potencjalnych galaktyk macierzystych, powiązanie pary kwazarów z galaktyką IC 1767 wydaje się fizycznie pewne i zgodne z wcześniejszymi dowodami wyrzutu dżetów radiowych, rentgenowskich i optycznych.

Istnieje kilka dodatkowych cech tej pary w IC 1767, które są szczególnie trudne do uzyskania przez przypadek. Wymieniamy je poniżej wraz z komentarzami:

1. Oba kwazary są wyjątkowo jasne na wszystkich długościach fal i już na wczesnym etapie wstępnej oceny regionu zostały uznane za bardzo prawdopodobnie powiązane ze sobą.
2. Wyrównanie w poprzek IC 1767 jest w granicach kilku stopni od bycia linią prostą.
3. Galaktyka centralna wykazuje strukturę i wysoką jasność powierzchniową.
4. Kwazary wyłaniają się z galaktyki IC 1767 niemal wzdłuż osi mniejszej.
5. Na tym etapie przesunięcia ku czerwieni kwazarów są do siebie nieco podobne, ale nie na tyle, aby sugerować przynależność do gromady. Interesujące jest jednak pytanie że, biorąc pod uwagę możliwy zakres przesunięć ku czerwieni kwazarów, dlaczego przesunięcia wewnętrzne są tak bliskie wartościom Karlssona (jak w poprzednich przykładach wyrzuconych kwazarów +/- w tym artykule).
6. Po przekształceniu przesunięć ku czerwieni kwazara na galaktykę centralną otrzymujemy (.6403 i .5882)/2 = .61! Szczyt Karlssona dla IC 1767 z₀ = .61 jest taki sam jak BL Lac wychodzący z osi mniejszej Seyfertów NGC 4151 i UM 341 w poprzednich podsumowaniach w niniejszym artykule. Przy wszystkich możliwościach od z₀ = .06 do 2.6, dlaczego zestawienia mają, na przykład, wartości Karlssona w pobliżu z₀ = .59, .61, .61 itd.?
7. Teraz dochodzimy do najbardziej decydującego ograniczenia, jakie można zaobserwować. Ma ono związek z rozdzielaniem się dwóch części kwazara. (Oznacza to, że dwie części kwazara zostały wyrzucone w przeciwnych kierunkach, znajdując podobne ścieżki zachowujące pęd w obu kierunkach. Kwazary są teraz oddalone od siebie o 79,93′, a punkt środkowy między nimi wynosi 39,96′. Dlatego galaktyka macierzysta, IC 1767, znajduje się zaledwie 0,11′ (< 7” ) od punktu środkowego między dwoma kwazarami. Można powiedzieć przynajmniej, że takiej ilościowej precyzji trudno byłoby oczekiwać od przypadkowego kwazara w tle.

15. Empiryczne próby zrozumienia kreacji/ewolucji materii

Punktem wyjścia do wnioskowania o pochodzeniu kwazara jest oczywiście natura warunków panujących w jądrze galaktyki macierzystej. Kiedy to jądro rozszczepia się i wysyła dwie części, po jednej w każdym kierunku, w rzeczywistości widzimy widmo materiału, który wygenerował nowy kwazar. Materiał ten musi mieć kluczową zdolność do wyjaśnienia wewnętrznego przesunięcia ku czerwieni nowego kwazara. Plazma może być uporządkowana jak poprzednio lub splątana liniami sił magnetycznych.

Bezpośrednie podejście do natury masy, tak jak w przypadku masy cząstki elementarnej, zostało nakreślone przez Hoyle’a i Narlikara (1972), a następnie zastosowane do przesunięć ku czerwieni przez Narlikara i Arpa (1993). Podstawą tego założenia jest to, że cząstki elementarne rodzą się z masą bliską zeru i zyskują masę wraz z kwadratem t (czasu). Gaz naładowanych cząstek wygeneruje plazmę o wysokiej lub niskiej gęstości, splątaną lub uporządkowaną, synchrotronową lub termiczną. Ważne jest, aby wykorzystać lepkość plazmoidu do obniżenia temperatury i kondensacji nowych galaktyk ze starzejących się kwazarów. Wewnętrzne przesunięcia ku czerwieni byłyby wówczas funkcją wieku obserwowanego układu. Obserwacyjne dowody na istnienie zależności między wiekiem a przesunięciem ku czerwieni są dodatkowo wspierane przez przypadki badane w poprzednich i obecnych artykułach.

Najbardziej zastanawiającą zagadką pozostaje okresowość szczytów przesunięcia ku czerwieni Karlssona. Dlaczego przesunięcia ku czerwieni gromadzą się wokół określonych wartości matematycznych w jądrach galaktyk, w których inkubują kwazary? Czy termin oscylacja plazmy ma sens?

Autorzy doszli do wniosku, że nie żyjemy we Wszechświecie kosmologicznym o jednym wieku, ale że mamy do czynienia z ciągłymi narodzinami i ewolucją struktur.

Odnośniki

• Abell, G., 1958, ApJS 3, 211.
• Arp, H., 1968a, ApJ, 152, 1101.
• Arp, H., 1968b, Astrofizika, 4, 49.
• Arp, H., 1997, A&A, 319, 33.
• Arp, H., 1998, “Seeing Red,” Apeiron, Montreal.
• Arp, H., 2003, “Catalog of Discordant Redshift Associations,” Apeiron, Montreal.
• Arp, H., 2006, arXiv:0610773v1.
• Arp, H., Bi, H. G., Chu, Y., & Zhu, X., 1990, A&A, 239, 33.
• Arp, H. & Fulton, C., 2008a, arXiv:0803.2591v1.
• Arp, H. & Fulton, C., 2008b, arXiv:0802.1587v1.
• Arp, H., Gutiérrez, G., & López-Corredoira, M., 2004, A&A, 418, 887.
• Arp, H., & Madore, B., 1987, “A Catalogue of Southern Peculiar Galaxies and Associations Vol. I and II,” Cambridge University Press, Cambridge, UK.
• Arp, H., Roscoe, D., & Fulton, C., 2005, arXiv:0501090v1.
• Bell, M., 2002, arXiv:0208320v1.
• Bell, M., 2002, arXiv:0211091v1.
• Bell, M., 2007, ApJ, 667, 129.
• Burbidge, G., 1968, ApJ, 154, 41.
• Burbidge, G., & Burbidge, E. M., 1967, ApJ, 148, 107.
• Burbidge, G., & Hewitt, A., 1990, ApJ, 359, 33.
• Burbidge, G. & Napier, W. M., 2009, ApJ accepted.
• Demoulin, M-H., & Burbidge, G. R., 1968, ApJ, 154, 3.
• Fulton, C. & Arp, H., 2009, “The 2dF Redshift Survey I: Physical Association and Periodicity in Quasar Families,” ApJ submitted (Paper I).
• Hoyle, F. & Narlikar, J., MNRAS, 1972, 155, 323.
• Karlsson, K. G., 1971, A&A, 13, 333.
• Komberg, V., Kravtsov, A., & Lukash, V. 1996, MNRAS, 282, 713.
• Narlikar, J., 1977, AnPhy, 107, 325.
• Narlikar, J., 1994, AmJPh, 62, 903.
• Narlikar, J. & Arp, H., 1993, ApJ, 405, 51.
• Outram, P. J., Hoyle, F., Shanks, T., Croom, S. M., Boyle, B. J., Miller, L., Smith, R. J., & Myers, A. D.,
• 2001, MNRAS, 322, 29.
• Radecke, H.-D., 1997, A&A, 319, 18.
• Sandage, A. & Tammann, G., 1981, “A Revised Shapley-Ames Catalog of Bright Galaxies,” Carnegie Institution, Washington.
• Smith, B., Nowak, M., Donahue, M., & Stock, J. 2003, AJ, 126, 1763.

---

Ten przeddruk został przygotowany przy pomocy makr AAS LATEX v5.2.

Dodatki

A. Okresowość przesunięć ku czerwieni Karlssona

Burbidge & Burbidge (1967) zauważyli częste występowanie kwazarów z przesunięciem ku czerwieni z = 1,95. Później wartość ta zmieniła się na z = 1,96. Karlsson (1971) ogłosił swoje słynne równanie, które zidentyfikowało siedem głównych szczytów w rozkładzie przesunięć ku czerwieni kwazarów:

.06, .30, .60, .96, 1.41, 1.96, 2.64…

lub

(1 + n)(1.228) = (1 + n₊₁)

Najniższy człon ma wartość z_K = .06. Przy tym przesunięciu ku czerwieni obiekty wyglądają głównie jak galaktyki z kilkoma wystarczająco jasnymi pozornymi magnitudami sklasyfikowanymi jako kwazary. Burbidge (1968) zaobserwował ten szczyt przy z = .061. Arp et al. (1990) zgłosili go przy z = .062, składający się z mieszanki obiektów, które zawierały zarówno to, co nazwano kwazarami, jak i galaktykami.

Głównym celem pracy Arp et al. (1990) było jednak zbadanie twierdzenia, że okresowość była wynikiem efektu selekcji spowodowanego przejściem linii emisyjnych przez filtry fotometryczne. Dlatego użyto tylko wybranych kwazarów radiowych. Test wykazał, że okresowość pojawiła się silniej niż w jakichkolwiek testach do tej pory. Artykuł ten wykazał również ważną zasadę, że gdy przesunięcie ku czerwieni galaktyki macierzystej było znaczące w odniesieniu do przesunięcia ku czerwieni kwazara, przesunięcie ku czerwieni kwazara musiało zostać przekształcone w układ odniesienia galaktyki macierzystej przez (Narlikar & Arp 1993)

(1 + z₀) = (1 + z_Q)/(1 + z_G)

B. Poprawki na układ odniesienia, aby otrzymać pozostałości prędkościowe

Przesunięcia ku czerwieni galaktyk z badania 2dF umożliwiają obecnie badanie próbek mniejszych, słabszych galaktyk towarzyszących wokół dużych galaktyk o niskim przesunięciu ku czerwieni (Fulton & Arp 2009). Wiele z tych przypadków wykazuje dużą liczbę galaktyk towarzyszących. Co jednak najważniejsze, okazuje się, że galaktyki towarzyszące mają przesunięcia ku czerwieni bardzo zbliżone do najniższej dyskretnej wartości serii Karlssona, a mianowicie z_K = .06.

W obszernej analizie rodzin w głębokim polu 2dF, Fulton & Arp (2009) obliczyli z₀ dla każdego kwazara, wybrali najbliższy pik Karlssona z_K , i obliczyli przesunięcie ku czerwieni, z_v , prędkość wyrzutu od domniemanej galaktyki macierzystej, używając wzorów Narlikar & Arp (1993). Ważne jest, aby wszystkie obliczenia były w trybie (1 + z). Narlikar (1994) wykazał, że przedziały czasowe w galaktykach towarzyszących można dostosować do przedziałów czasowych galaktyki macierzystej w trybach relatywistycznego, grawitacyjnego, dopplerowskiego i wewnętrznego przesunięcia ku czerwieni. Można również użyć formatu wewnętrznego i, jeśli jest to konieczne, dokonać za jego pomocą transformacji układów spoczynkowych.

(1 + z_v) = (1 + z₀)/(1 + z_K)