Rambler's Top100Astronet    
  po tekstam   po klyuchevym slovam   v glossarii   po saitam   perevod   po katalogu 		 

Na pervuyu stranicu
Poverhnostnaya fotometriya galaktik
<< 9.1 Poleznye formuly | Oglavlenie | 9.3 Rezul'taty izucheniya ... >>


9.2 Problemy issledovaniya dalekih galaktik

K sozhaleniyu, sushestvuyut po krainei mere tri principial'nyh faktora, sil'no zatrudnyayushih nablyudatel'noe issledovanie dalekih galaktik. Pervye dva svyazany s rasshireniem Vselennoi, a tretii -- s evolyuciei ih harakteristik so vremenem.

$\bullet$ Oslablenie yarkosti

Pervaya iz pomeh -- eto tak nazyvaemoe kosmologicheskoe oslablenie poverhnostnoi yarkosti, zavisyashee v modeli rasshiryayusheisya Vselennoi tol'ko ot krasnogo smesheniya:

\begin{displaymath} I_{obs} = \frac{I_{true}}{(1+z)^4}, \end{displaymath} (98)

gde $I_{obs}$ -- eto nablyudaemaya poverhnostnaya yarkost' ob'ekta, imeyushego krasnoe smeshenie $z$, $I_{true}$ -- poverhnostnaya yarkost' ob'ekta v pokoyasheisya, svyazannoi s samim istochnikom, sisteme koordinat (sm., naprimer, [249]). Mnozhitel' $(1+z)^{-4}$ inogda nazyvayut mnozhitelem Tolmana.

Kak vidno iz (98), rasshirenie Vselennoi privodit k obeskurazhivayushe bystromu padeniyu poverhnostnoi yarkosti s rostom $z$. Ob'ekty s $z=2$ imeyut v 3$^4$ raz men'shie yarkosti (ili, v zvezdnyh velichinah, $\Delta\mu=4.8$) po sravneniyu s analogichnymi ob'ektami vblizi nas. Galaktiki s $z=5$ oslabevayut na 7 zvezdnyh velichin (!). Sledovatel'no, dazhe s pomosh'yu kosmicheskih nablyudenii sredi dalekih galaktik nam dostupny lish' te, kotorye imeyut ochen' vysokuyu poverhnostnuyu yarkost' (naprimer, za schet moshnoi vspyshki zvezdoobrazovaniya).

Padenie yarkosti s uvelicheniem $z$ (naryadu s vliyaniem $K$-popravki -- sm. dalee) privodit k eshe odnoi nablyudatel'noi probleme -- pri sravnenii lineinyh razmerov galaktik, nablyudaemyh na raznyh rasstoyaniyah, nel'zya ispol'zovat' ih izofotnye diametry (to est', diametry, izmerennye v predelah fiksirovannogo znacheniya poverhnostnoi yarkosti). Dlya eksponencial'nogo diska (43) pri $z=0$ radius v predelah izofoty $\mu_{lim}$ raven $r_0 = \frac{\mu_{lim} - \mu_0}{1.0857}~h$ (pri $\mu_{lim}=25$ i $\mu_0=21.65$ $r_0 = 3.1h$). Radius diska, nablyudaemogo na krasnom smeshenii $z$, s ispol'zovaniem (98) mozhet byt' predstavlen kak $r(z) = r_0 - 9.211\,{\rm lg}(1+z)\,h$. Sledovatel'no, uzhe pri $z=0.1$ izofotnyi radius diska umen'shaetsya na 0.38$h$ ili primerno na 10% opticheskogo radiusa. Pri $z=1$ nablyudaemoe izmenenie radiusa dostigaet 2.8$h$.

Dlya galaktiki, raspredelenie yarkosti kotoroi opisyvaetsya zakonom Vokulera (11), izmenenie izofotnogo radiusa s $z$ daetsya sleduyushei formuloi:
$r^{1/4}(z) = r_0^{1/4} - 1.201\,{\rm lg}(1+z)\,r_e^{1/4}$, gde $r_0 = (\frac{\mu_{lim}-\mu_e}{8.32678} + 1)^4\,r_e$. Dlya ellipticheskoi galaktiki NGC 3379 s $\mu_e(B)=22.24$ (sm. ris. 11) izofotnyi radius pri $\mu_{lim}(B)=25.0$ raven $r_0 = 3.14\,r_e$. Pri $z=0.1$ radius galaktiki umen'shaetsya do 2.70$r_e$ (na 14%), a pri $z=1$ -- do 0.89$r_e$.

Pri sravnenii razmerov galaktik mozhno primenyat', naprimer, velichiny $h$ (dlya eksponencial'nogo raspredeleniya) ili ispol'zovat' podhod, osnovannyi na tak nazyvaemoi ''funkcii Petrosyana'' [252]. Eta funkciya (tochnee, velichina ei obratnaya) ravna

\begin{displaymath} \eta(r) = \frac{I(r)}{\langle I(r) \rangle}, \end{displaymath} (99)

gde $I(r)$ -- poverhnostnaya yarkost' na rasstoyanii $r$ ot centra, a $\langle I(r) \rangle$ -- srednyaya yarkost' v predelah etogo rasstoyaniya. $\eta(r) \rightarrow 1$ pri $r \rightarrow 0$ i $\eta(r) \rightarrow 0$ pri $r\rightarrow\infty$. Funkciya $\eta(r)$ ne zavisit ot nul'-punkta shkaly yarkostei i ee forma opredelyaetsya tol'ko zakonom raspredeleniya yarkosti v galaktike. Razmery galaktik, nablyudaemyh na raznyh $z$, mogut sopostavlyat'sya pri fiksirovannom znachenii funkcii $\eta(r)$: $r_{\eta} = r(\eta = {\rm const})$. Naprimer, dlya eksponencial'nogo zakona (43) funkciya Petrosyana ravna $\eta(r) = \frac{1}{2} (r/h)^2 (e^{r/h} - r/h -1)^{-1}$ [253]. Pri $\eta=\frac{1}{3}$ sootvetstvuyushii radius Petrosyana $r_{\eta} =2.65\,h$.

$\bullet$ K-popravka

Vtoroi zatrudnyayushii issledovaniya faktor sostoit v tom, chto pri nablyudenii dvizhushegosya istochnika my registriruem v dannom intervale dlin voln izluchenie, ispushennoe galaktikoi v drugom -- smeshennom -- diapazone. Ispravlenie nablyudenii za etot effekt nazyvaetsya $K$-popravkoi. Velichina $K$-popravki v zvezdnyh velichinah ravna

\begin{displaymath} K(z) = 2.5\,{\rm lg}(1+z) + 2.5\,{\rm lg}\,\frac{\int_{0}^{\... ...{0}^{\infty}F(\frac{\lambda}{1+z}) S(\lambda) {\rm d}\lambda}, \end{displaymath} (100)

gde $F(\lambda)$ harakterizuet raspredelenie energii v spektre galaktiki, a $S(\lambda)$ -- krivaya propuskaniya fil'tra i priemnika izlucheniya. Pervoe slagaemoe v (100) otrazhaet suzhenie polosy propuskaniya priemnika v (1+$z$) raz, vtoroe uchityvaet, chto izluchenie, prinimaemoe na dline volny $\lambda$, bylo ispusheno na dline volny $\lambda/(1+z)$.

V chastnom sluchae, kogda raspredelenie energii v spektre istochnika mozhet byt' opisano stepennym zakonom $F(\nu) \propto \nu^{-\alpha}$, formula (100) preobrazuetsya v prostoe analiticheskoe vyrazhenie (sm., naprimer, [254]):

\begin{displaymath}K(z) = 2.5\,(\alpha -1)\,{\rm lg}(1+z)\end{displaymath}

.

U galaktik s bol'shimi krasnymi smesheniyami my nablyudaem v opticheskom i IK diapazonah izluchenie, ispushennoe v korotkovolnovoi oblasti spektra. Naprimer, izluchenie s $\lambda \sim 1500$Å  ot galaktiki s $z=2.7$ budet nablyudat'sya pri $z=0$ v polose $V$. Esli eta galaktika udalena na $z \sim 10$, to ee UF izluchenie budet fiksirovat'sya v fil'tre $H$. Osnovnaya problema pri uchete $K$-popravki sostoit v tom, chto raspredelenie energii v korotkovolnovoi oblasti spektrov galaktik izvestno ploho i poetomu znachenie etoi popravki dlya dalekih galaktik mozhet byt' ochen' netochnym. Krome togo, na nablyudaemoe izluchenie galaktik v UF diapazone sil'no vliyaet dazhe nebol'shoe kolichestvo pyli. Ob'ekty, opticheski tonkie v vidimom diapazone, mogut byt' opticheski tolstymi v UF.

ris.  50: Izobrazheniya galaktik M 101 i M 83 na dline volny $\lambda \sim 1500$Å  (verhnii ryad) i v opticheskih fil'trah (po [255]).
\begin{figure}\centerline{\psfig{file=morphk.ps,width=6.5cm}}\end{figure}

Bol'shaya rol' otnositel'nogo sdviga polos izlucheniya i priema pri issledovanii dalekih ob'ektov illyustriruetsya na ris. 50, gde dlya dvuh blizkih spiral'nyh galaktik sravnivayutsya izobrazheniya, poluchennye v dalekoi ul'trafioletovoi oblasti spektra i v opticheskom diapazone. Naglyadno vidno, chto morfologiya i raspredelenie poverhnostnoi yarkosti ochen' sil'no menyayutsya pri smeshenii v UF diapazon. V [256] bylo vypolneno modelirovanie togo, kak budut vyglyadet' blizkie galaktiki, esli ih otnesti na raznye $z$, i pokazano, chto pri opticheskih fotometricheskih nablyudeniyah ob'ektov s $z > 1.5$ prakticheski nevozmozhno poluchit' informaciyu ob ih istinnyh global'nyh harakteristikah. Dlya kompensacii etogo effekta neobhodimo provodit' nablyudeniya v bolee dlinnovolnovoi oblasti spektra.

ris.  51: $K$-popravki v zvezdnyh velichinah dlya galaktik raznyh tipov v cvetovyh polosah $B$ Dzhonsona (sleva) i $I$ Kazinsa (sprava) po [257].
\begin{figure}\centerline{\psfig{file=kcorr.ps,angle=-90,width=14.0cm}}\end{figure}

$K$-popravki dlya galaktik raznyh morfologicheskih tipov v fil'trah $B$ i $I$ soglasno [257] pokazany na ris. 51 i privedeny v Prilozhenii (sm. takzhe [258]). Na risunke vidno, chto otnositel'nyi sdvig polos izlucheniya i priema privodit k sil'nomu zanizheniyu real'noi svetimosti vnegalakticheskogo ob'ekta. Sleduet takzhe obratit' vnimanie na nemonotonnost' znachenii popravok dlya spiralei i ih bystryi rost s izmeneniem $z$ dlya ellipticheskih galaktik. Raznoe povedenie $K(z)$ dlya ob'ektov raznyh tipov otrazhaet znachitel'nye otlichiya v raspredeleniyah energii v ih spektrah.


$\bullet$ Popravka za evolyuciyu

Pri interpretacii rezul'tatov fotometricheskogo izucheniya dalekih galaktik i sravnenii ih s harakteristikami blizkih ob'ektov neobhodimo uchityvat', chto dalekie ob'ekty mogut nahoditsya na bolee rannei stadii svoei evolyucii. Fotometricheskaya struktura galaktik mozhet evolyucionirovat' kak za schet zvezdno-dinamicheskih processov (naprimer, [101]), tak i za schet evolyucii harakteristik sostavlyayushih ih zvezd.

Ellipticheskie galaktiki

Pri sil'no uproshennom podhode ellipticheskuyu galaktiku mozhno rassmatrivat' kak sovokupnost' zvezd, rodivshihsya odnovremenno v hode odinochnoi vspyshki zvezdoobrazovaniya. Prinyav etu gipotezu, my mozhem rasschitat' svetimost' i pokazateli cveta galaktiki na lyuboi moment vremeni (sm. Prilozhenie). Privedem, sleduya v osnovnom Tinsli [211], prostuyu analiticheskuyu model' evolyucii fotometricheskih svoistv ellipticheskoi galaktiki.

Predpolozhim, chto galaktika voznikla v moment vremeni $t=0$ v hode korotkoi odinochnoi vspyshki zvezdoobrazovaniya. Polnaya massa vseh zvezd ravna M$_0$, ih himicheskii sostav blizok k solnechnomu. Nachal'naya funkciya mass (NFM) rodivshihsya zvezd opisyvaetsya stepennym zakonom $\phi(m) = \phi_1 (m/m_1)^{-(1+x)}$, gde $m_1$ -- massa zvezd vblizi tochki povorota s glavnoi posledovatel'nosti (GP) v moment vremeni $t_1$. Vremya zhizni zvezd na GP ($t_m$) svyazano s ih massoi vyrazheniem $m/m_1 = (t_m/t_1)^{-\theta}$ ( $\theta \approx 0.2-0.25$). Svetimost' mozhet byt' vyrazhena cherez sootnoshenie massa-svetimost':