Позагалактична астрономія - Юрій Кудря 2016

РОЗДІЛ 7

СВІТНІСТЬ ГАЛАКТИК

7.8.Залежність функції світності галактики від її оточення

Апроксимація Шехтера виявилася дуже зручною, тому у більшості праць, які стосуються аналізу ФС, користуються нею.

Рис. 7.5. Порівняння ФС (в r-смузі) галактик з огляду SDSS у щільних (1) та розріджених областях (2) (Хойл Ф. та ін., 2005)

Порівняння між собою різних визначень зводиться до порівняння параметрів M* та α. Після Шехтера багато вчених визначали ці параметри. При цьому було помічено їхню залежність від оточення, зокрема істотну відмінність для галактик скупчень та галактик поля (або войдів). Тому найчастіше ФС будують окремо для галактик скупчень і галактик поля. В областях найменшої густини (войдах) ФС зсунута відносно ФС інших областей в область менших світностей принаймні на одну зоряну величину для найсвітніших галактик (рис. 7.5). Неперервна лінія на ньому — аналітична апроксимація за Шехтером з параметрами M* - 5lgh = -19,74 ± 0,10, α = -1,18 ± 0,13 для ФС войдів та M* - 5lg h = -20,62 ± 0,08, α = -1,19 ± 0,07 для ФС стінок. Зауважимо, що часто абсолютні зоряні величини подають незалежною від сталої Габбла H₀, (км/с)/Мпк, комбінацією M_r* - 5lgh, де h = H₀ /100 (км/с)/Мпк (відстані при цьому оцінюють за законом Габбла).

ФС галактик поля та галактик скупчень — це дві межеві ситуації за параметром густини оточення. Розглядати ФС галактик скупчень, з одного боку, простіше, ніж для галактик поля, оскільки галактики скупчень легше ідентифікувати та швидше можна набрати вибірку завдяки численності таких галактик. Але, з іншого боку, після побудови ФС для окремих скупчень постають питання, чи коректне їх порівняння, та які є методи побудови «композитної» ФС скупчень. Ці методи мають враховувати всі систематичні похибки при визначенні світності галактик різних скупчень (наприклад, у модулі відстані). При цьому дослідники не мають єдиної думки щодо суттєвості розходжень ФС для різних скупчень.

У табл. 7.4 наведено значення параметрів функцій Шехтера M* та α, визначені у п’яти смугах SDSS на базі даних про галактики 204 скупчень з каталогу скупчень «Cut andEnhance», створеного на базі огляду SDSS (Гото Т. та ін., 2002). Для порівняння через риску подано параметри M* та α для галактик поля (Блентон М. та ін., 2001).

Як бачимо, параметр α для галактик скупчень чітко зменшується за модулем у разі переходу до більш довгохвильових фільтрів. Для галактик поля цю тенденцію не так помітно. Менше за модулем від’ємне значення α означає «завал» на низькосвітному кінці ФС. За значенням параметра М* одержуємо, що скупчення збагачено більш світними галактиками порівняно з галактиками поля, причому різниця значень М* для скупчень та галактик поля зменшується зі зростанням довжини хвилі. Це узгоджується з тим, що на світному кінці ФС галактик скупчень домінують яскраві старі галактики ранніх типів, тоді як слабкому кінцю ФС галактик скупчень відповідають молодші галактики пізніх типів, можливо, у більшій кількості, ніж у середньому для галактик поля. Такий розподіл узгоджується з ієрархічним сценарієм утворення структур і моделлю припливного руйнування карликових галактик домінантними галактиками раннього типу.

Визначені різними авторами параметри функції Шехтера істотно розрізняються. У точці L = L * вони можуть розрізнятися в 2 рази, а в точці L = 0,01 L * (на слабкому кінці функції світності) — у 10 разів. Це пояснюється різними комбінаціями параметрів, що характеризують вибірки, таких як поверхнева яскравість, колір, ефект апертури, локальні варіації густини оточення, різне представництво карликів у вибірці тощо.

Таблиця 7.4. Параметри функції світності галактик багатих скупчень у S-смузі

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