ПОЗАГАЛАКТИЧНА АСТРОНОМІЯ - ЮРІЙ КУДРЯ 2016

РОЗДІЛ 7

СВІТНІСТЬ ГАЛАКТИК

7.6.З історії дослідження функції світності

Відкриття «білих» туманностей (галактик) зумовило дослідження систем галактик. Спочатку це були найближчі галактики: М 31, М 33, NGC 6822, для яких Габбл за цефеїдами визначив відстань. Для таких галактик з’явилася можливість оцінити абсолютну зоряну величину. Першим каталогом, за яким була здійснена спроба побудувати ФС, був каталог Шеплі—Еймс. Г’юмасон помітив, що для галактик цього каталогу розсіяння на діаграмі Габбла (тобто залежності видимої величини від логарифма радіальної швидкості) є незначним. Якщо це виконується, то незначним було і розсіяння функції розподілу φ(M) за світностями, де М визначали за лінійним законом Габбла. У 1936 році він дійшов висновку, що φ(Λί) має вигляд гауссіана:

а також визначив параметри: М0 = -17m, σ = 0m,84. Гауссіан із такими параметрами наведено на рис. 7.1.

Надалі Цвіккі неодноразово критикував габблівський гауссіан, оскільки Габбл не приймав до уваги ефекти селекції.

Врахування означало внесення у вибірку великої кількості карликів, які «піднімають» відповідне крило ФС. Крім того, Цвіккі дотримувався думки про експоненціальне зростання кількості карликових галактик. Голмберг (1950), додавши відомі на той час карликові галактики із Місцевого об’єму, отримав несиметричну ФС (рис. 7.2).

Проте статистика була низькою, недостатньою для остаточного висновку. Ейбел (1964) досліджував ФС галактик у скупченнях і також отримав несиметричну криву, причому він першим довів, що у певному діапазоні світностей карликів крива дійсно близька до експоненти.

Рис. 7.1. Габблівський гауссіан

Рис. 7.2. ФС галактик в області малих світностей, отримані різними авторами: 1 - за Цвіккі; 2 - за Голмбергом; 3 – за Габблом

Рис. 7.3. Порівняння визначень ФС галактик поля (Фелтен Дж., 1977). Найоптимальніші ФС: 1 — Кіанга; 2 — Шехтера; 3 — Торнера і Готта

З часом дослідники дійшли висновку, що вигляд ФС залежить від класу галактик вибірки. Тому Габбл, а згодом і Мейолл (Лікський підрахунок галактик) та Г’юмасон, розглядаючи лише галактики високої поверхневої яскравості, були праві, отримавши гауссіани. Несиметричні криві одержували за рахунок доповнення вибірки галактиками низької поверхневої яскравості. Це підтвердили праці Сендейджа (1972), який отримав «горбату» криву шириною у 5m для Е-галактик скупчень.

Спочатку даних стосовно відстаней, використовуваних для визначення абсолютної світності галактик, було дуже мало. Тільки в кінці 1970-х років банк даних про червоні зміщення почав швидко поповнюватися. Важливим узагальненням праць із дослідження ФС галактик поля до початку цієї «нової ери» був огляд Дж. Фелтена (1977). Зокрема, він звернув увагу на взаємозв’язок ФС та функції густини, а тому й на необхідність «нормалізації» ФС за густиною (рис. 7.3).

Значним кроком було створення у 1981 році Ревізованого каталогу Шеплі—Еймс, в який увійшли всі доступні дані вимірювань червоних зміщень, отримані багатьма дослідниками. На базі цього каталогу було обчислено параметри як загальної (універсальної) ФС, так і для певних морфологічних типів.

Особливу увагу було приділено поглибленню вибірок для визначення ФС. Р. Кіршнер із співавторами (1979) першими застосували на значній вибірці функцію Шехтера для описання спостережуваного розподілу за світностями до певної видимої величини для комбінованої вибірки галактик з RC2 та своєї вибірки галактик поблизу Галактичних полюсів. Девіс та Хухра (1982) виконали аналогічні дослідження для вибірки CfA (Center for Astrophysics) червоних зміщень до 14m,2. Апроксимація Шехтера виявилася вдалою та згодом стала загальноприйнятою (див. п. 7.7).

Рис. 7.4. Універсальна ФС галактик (Хютсі Г. та ін., 2002). Параметри апроксимації ФС Шехтера: М* = -20,71, α = -1,12, φ* = 0,0151

Значним кроком було дослідження Г. Таммана та Р. Краан (1977), які аналізували ФС на базі об’ємно обмеженої вибірки (а не обмеженою за потоком (видимою величиною), для якої, наприклад, каталог Шеплі—Еймс не містив галактики, слабкіші за М = -15m,5). Далі дослідження ФС проходили з урахуванням цього та інших ефектів селекції, і для них розробляли нові методи аналізу.

Сучасні великі огляди галактик з відомими червоними зміщеннями дають змогу детальніше вивчати ФС. Було побудовано ФС для 18 678 галактик (із середнім червоним зміщенням z = 1) огляду LCRS (Las Campanas Redshift Survey) (Лін X. та ін., 1996). Її було переглянуто з погляду сучасної просторово плоскої космологічної моделі з густиною матерії та темної енергії відповідно ΩΜ = 0,3, ΩΛ= 0,7 (Хютсі Г. та ін., 2002). Крім того, було розглянуто побудову ФС галактик на підставі огляду SDSS.

Зауважимо, що у сучасних дослідженнях побудова ФС — одне з головних питань дослідження вибірок галактик з відомими оцінками відстаней (червоних зміщень). Приклад визначення ФС подано на рис. 7.4 (за оглядом червоних зміщень LCRS).






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.