ПОЗАГАЛАКТИЧНА АСТРОНОМІЯ - ЮРІЙ КУДРЯ 2016

РОЗДІЛ 7

СВІТНІСТЬ ГАЛАКТИК

7.3.Поправки до значень видимих зоряних величин

Інформацію про світність галактики отримують унаслідок інтегрування поверхневої яскравості у площині галактики. Фотометрія, звичайно, дає видимі зоряні величини у певному

фільтрі, що характеризується ефективною довжиною хвилі λο та певною шириною смуги (див. розд. 3). Природно за абсолютну величину прийняти таку, яка мала б місце, якби спектральний розподіл енергії випромінювання даного космічного об’єкта збігався б зі спектральною кривою фільтра (функції передачі приймача). Відповідно до цього маємо і систему абсолютних зоряних величин Mλ0. Зрозуміло, що для обчислення абсолютних величин необхідно знати відстань (модуль відстані). Але, крім цього, необхідно також зробити певні корекції видимих величин. Не враховуючи чисто технічні корекції (за видимістю, за апертурою тощо), розглянемо ті, які спричинені позаатмосферними ефектами.

Унаслідок деяких ефектів інтенсивність і початковий спектральний розподіл випромінення тіла спотворюється при поширенні випромінювання. Найчастіше враховують три ефекти: 1) поглинання на шляху від джерела до спостерігача; 2) перерозподіл енергії у вікні прозорості фільтра за рахунок космологічних ефектів; 3) перерозподіл енергії внаслідок еволюції джерела випромінювання. Формула корекції маєтакий вигляд:

Перша з поправок задається параметром Αλο. Здебільшого враховують поглинання в Молочному Шляху та самопоглинання у галактиці, тобто Αλο= АGλο + А(in)λο. Поглинання в Молочному Шляху треба враховувати, зрозуміло, і для спіральних галактик, і для еліптичних. Внутрішнє поглинання для еліптичних і лінзоподібних галактик здебільшого не враховують, оскільки воно для них є незначним порівняно з похибками фотометрії, — в таких галактиках мало поглинального пилу.

Довгий час величини АGλο обчислювали за законом косеканса,

який, наприклад для B-смуги, набуває вигляду Ав = 0,25 cosec |b|

(формула Габбла), де b — галактична широта. Цей закон, як неважко бачити, відповідає моделі розподілу пилу в Галактиці у вигляді нескінченого плоского шару певної товщини. З цієї формули випливає симетричне розташування Сонця у поглинальному шарі: в напрямку на обидва Галактичні полюси AB = 0,25 .

У подальшому дослідження поглинання стосувалися укладання карт, які б враховували «рельєф непрозорості». У 1978 році Д. Бернштейн та К. Гейлес розробили метод обчислення «почервоніння», тобто надлишок кольору E(B - V), у довільному напрямку за результатами розподілу нейтрального водню в Галактиці та за Лікськими глибокими підрахунками галактик Шайна та Віртанен. У 1982 році вони опубліковали карти «почервоніння» і в 1984 році розрахували значення поглинання у B-смузі: AGB = 4E (B - V), для 13 000 галактик з каталогу UGC і 4350 галактик з каталогу RC2. Точність значень AGB > 0,6 для більшості галактик автори оцінювали як 10 %, для деяких галактик 15 %, точність визначення AGB < 0,6 становить 0m,06.

У 1998 році Д. Шлегель, Д. Фінкбайер та М. Девіс, використовуючи результати вимірювання інтенсивності випромінювання пилу в Галактиці на довжині хвилі 100 мкм супутниками COBE та IRAS, склали карти розподілу пилу (температура якого у міжзоряному середовищі варіює від 17 до 21 К) та нові карти «почервоніння». За цими картами можна визначати поглинання з точністю, вдвічі вищою, ніж за картами Бернштейна та Гейлеса. Карти Шлегеля та інших можна знайти на веб-сайті http:// astro.berkeley.edu/davis/dust/.

У базі даних NED наведено значення поглинання як за Бернштейном і Гейлесом (для галактичних широт, більших ніж 10°), так і за Шлегелем для всіх смуг стандартної фотометричної системи Джонсона. При цьому за надлишком кольору E (B - V) поглинання у B-смузі розраховується за формулами, прийнятими авторами, зокрема за Шлегелем зі співавторами AGB = 4,1E (B - V) відповідно до обґрунтування Карделі. У базах даних NED та LEDA приймається дещо інша формула перерахунку «почервоніння» (за Шлегелем) у поглинання: AGB = 4,33E(B - V).

Для ілюстрації залежності поглинання в зоряних величинах від смуги наведемо в табл. 7.2 значення поглинання для галактики RFGC 891, що спостерігається з ребра. У другому рядку таблиці подано значення центральної довжини хвилі для фільтра.

Таблиця 7.2. Значення поглинання у Галактиці для RFGC 891

Параметр

Смуга

U

B

V

R

I

J

H

K

L'

λ0, мкм

0,34

0,44

0,54

0, 65

0,80

1,27

1,67

2,22

3,81

AG, mag

0,187

0,149

0,114

0,092

0,067

0,031

0,020

0,013

0,005

Обом методам притаманні невраховані систематичні похибки. Так, поглинання за Шлегелем може бути недооцінене, оскільки визначається за пилом, який був зафіксований супутниками у певному діапазоні температур, але може не враховуватися більш холодний пил. Методу Бернштейна— Гейлеса також властиві помилки: не обов’язково, що водень відстежує пил, а також через можливі флуктуації кількості галактик.

Поправказа внутрішнім поглинанням у галактиках (самопоглинання) дає змогу звести зоряну величину до стандартного її значення у зображенні пласом і не враховує непрозорість галактики для випромінювання вздовж осі симетрії. Традиційно цю поправку приймають у вигляді

за яким визначають нульове значення поправки для галактики, видимої пласом. Коефіцієнт γλ0 залежить від смуги та від властивостей галактик. Де Вокулер та інші (1991) в описанні каталогу RC3 показали, що цей коефіцієнт для B-смуги залежить від морфологічного типу:

Тут Т — цифровий код типу галактики (див. розд. 2). У низці праць для інших смуг коефіцієнт визначали залежно від типу. Зокрема Джіованеллі зі співавторами (1994) показали, що у формулі (7.4) потрібно розглядати залежністьвід світності галактики (яка корелює з типом),За їхніми даними для Sc-галактик у I-смузізмінюється від 0,8 до 1,2, коли М1 змінюється від -19 до -22m,5.

Світність добре корелює з шириною лінії 21 см (залежність Таллі—Фішера), тому Таллі зі співавторами (1998) запропонували такі залежності для чотирьох смуг:

Залежності поглинання від ширини W20 лінії 21 см (тут на рівні 20 % пікового значення) зручно використовувати, наприклад, для побудови ТФ-залежностей (див. розд. 5). Існують й інші статистичні залежності від параметрів галактик. Наприклад,

Й. Чо і Ч. Парк (2009) визначили залежність коефіцієнтів не тільки від світностей (у цьому випадку від абсолютних величин MK) для u та r смуг цифрового спектрального огляду SDSS (див. розд. 4), які мають квадратичний вигляд:

а й від індексів концентрації, причому ця залежність також є квадратичною:

Тутпричому значенняблизьке до нуля, тобто формули (7.6) та (7.7) фактично визначаютьта

Друга поправка в формулі (7.2) — Κλο(z) — так і називається K-поправка, вона залежить від червоного зміщення.

Третя поправка Eλο (z) в (7.2) — еволюційна поправка — є наслідком того факту, що на великих червоних зміщеннях спостерігаються більш молоді галактики з дещо іншим розподілом енергії у спектрі. Вирази К- та еволюційної поправок наведені в розд. 3.

Якщо згідно з формулою (7.2) виконано всі корекції видимої величини, то за відомої фотометричної відстані визначають й абсолютні величини у даній смузі Μλο.

Серед інших абсолютних зоряних величин виділяють так звані болометртні абсолютні величини Mb. Вони визначаються параметрами джерела: ефективним розміром та ефективною температурою. За відомої фотометричної відстані знаходять і видимі болометричні величини mb. З міркувань незалежності фотометричної відстані від фільтра, що використовується, маємо співвідношення між болометричним модулем відстані та модулем відстані у фільтрі:

Різницюназивають болометричною поправкою. Її розраховують за фізичними моделями випромінювання джерела та кривими чутливості фільтра (приймача). Найчастіше припускають планківський спектр випромінювання галактики:

Використовуючи позначення для болометричної поправки, співвідношення (7.8) можна записати у такому вигляді:

Видима болометрична величина не залежить від сторонніх чинників, а лише від спектра випромінювання джерела та від фотометричної відстані.

У розд. 3 було виведено вираз (3.48) для зв’язку видимої та абсолютної зоряних величин у певній смузі довжин хвиль як суми п’яти доданків, два останні з них — К- та еволюційна поправки.

Габбл першим вивів вираз для К-поправки, а перші спроби визначити її на базі спостережуваного матеріалу належали Г’юмасону, Мейолу та Сендейджу (1956). Нині для К- та еволюційної поправок існують декілька варіантів таблиць значень залежно від червоного зміщення, морфологічного типу галактики (усередненої ефективної температури) та смуги пропускання.

Таблиця 7.3. Значення коефіцієнтів k та e з залежностей K(z) kz , Е(z) ez для восьми фільтрів

Фільтр

k

e

E

Sa

Sc

E

Sa

Sc

U

3,6

3,25

2,85

-1,25

-2,75

-2,25

B

4,9

4,1

2,5

-1,15

-2,25

-1,95

V

1,95

1,6

0,95

-1,2

-1,9

-1,65

R

1,05

0,7

0,4

-1,2

-1,75

-1,4

I

0,45

0,15

-0,05

-1,2

-1,65

-1,3

J

-0,35

-0,55

-0,7

-1,25

-1,55

-1,2

H

-0,10

-0,25

-0,4

-1,35

-1,5

-1,15

K

-1,5

-1,6

-1,65

-1,4

-1,5

-1,1

Неважко бачити, що при z → 0 обидві поправки (7.16) і (7.17) прямують до нуля, отже, при малих z їх можна подавати у вигляді K(z) ≈ kz, E(z) ≈ ez . У табл. 7.3 наведені значення коефіцієнтів к та e для фільтрів UBVRIJHK для еліптичних, Sa- та Sc-галактик згідно з працею Поджіанті (1997). Корекції були обчислені за так званою еволюційною синтетичною моделлю, яка відтворює спектри галактик від 1000 до 25 000 А. Зауважимо також, що Поджіанті обчислила поправки для червоних зміщень до z = 3. При цьому максимальні значення A-поправки в такому діапазоні z для еліптичних галактик сягають 7m для V-смуги, для спіралей — 3m у R та I смугах.






Відвідайте наш новий сайт - Матеріали для Нової української школи - планування, розробки уроків, дидактичні та методичні матеріали, підручники та зошити

Віртуальна читальня освітніх матеріалів для студентів, вчителів, учнів та батьків.

Наш сайт не претендує на авторство розміщених матеріалів. Ми тільки конвертуємо у зручний формат матеріали з мережі Інтернет які знаходяться у відкритому доступі та надіслані нашими відвідувачами.

Всі матеріали на сайті доступні за ліцензією Creative Commons Attribution-Sharealike 3.0 Unported CC BY-SA 3.0 та GNU Free Documentation License (GFDL)

Якщо ви являєтесь володарем авторського права на будь-який розміщений у нас матеріал і маєте намір видалити його зверніться для узгодження до адміністратора сайту.

Дозволяється копіювати матеріали з обов'язковим гіпертекстовим посиланням на сайт, будьте вдячними ми приклали багато зусиль щоб привести інформацію у зручний вигляд.

© 2007-2019 Всі права на дизайн сайту належать С.Є.А.