
<< 9.1 Полезные формулы | Оглавление | 9.3 Результаты изучения ... >>
9.2 Проблемы исследования далеких галактик
К сожалению, существуют по крайней мере три
принципиальных фактора, сильно затрудняющих наблюдательное
исследование далеких галактик. Первые два связаны с расширением
Вселенной, а третий -- с эволюцией их характеристик со временем.
Ослабление яркости
Первая из помех -- это так называемое
космологическое ослабление поверхностной яркости, зависящее в модели
расширяющейся Вселенной только от красного смещения:




Как видно из (98), расширение Вселенной приводит к
обескураживающе быстрому падению поверхностной яркости с ростом .
Объекты с
имеют в 3
раз меньшие яркости
(или, в звездных величинах,
) по сравнению с
аналогичными объектами вблизи нас. Галактики с
ослабевают
на 7 звездных величин (!). Следовательно, даже с помощью космических
наблюдений среди далеких галактик нам доступны лишь те, которые имеют
очень высокую поверхностную яркость (например, за счет мощной
вспышки звездообразования).
Падение яркости с увеличением (наряду с влиянием
-поправки --
см. далее) приводит к еще одной наблюдательной
проблеме -- при сравнении линейных размеров галактик, наблюдаемых на разных
расстояниях, нельзя использовать их изофотные диаметры (то есть,
диаметры, измеренные в пределах фиксированного значения поверхностной
яркости). Для экспоненциального диска (43) при
радиус в пределах изофоты
равен
(при
и
). Радиус диска, наблюдаемого на красном
смещении
, с использованием (98) может быть представлен как
. Следовательно, уже при
изофотный радиус диска уменьшается на 0.38
или примерно на 10%
оптического радиуса. При
наблюдаемое изменение радиуса
достигает 2.8
.
Для галактики, распределение яркости которой
описывается законом Вокулера (11), изменение изофотного
радиуса с дается следующей формулой:
,
где
. Для
эллиптической галактики NGC 3379 с
(см. рис. 11)
изофотный радиус при
равен
.
При
радиус галактики уменьшается до 2.70
(на 14%),
а при
-- до 0.89
.
При сравнении размеров галактик можно применять, например,
величины (для экспоненциального распределения) или использовать
подход, основанный на так называемой ''функции Петросяна''
[252]. Эта функция (точнее, величина ей обратная) равна
![]() |
(99) |















Второй затрудняющий исследования фактор состоит в том, что при
наблюдении движущегося источника мы регистрируем в данном интервале
длин волн излучение, испущенное галактикой в другом -- смещенном --
диапазоне. Исправление наблюдений за этот эффект называется
-поправкой.
Величина
-поправки в звездных величинах равна





В частном случае, когда распределение энергии в спектре
источника может быть описано степенным законом
,
формула (100) преобразуется в простое аналитическое
выражение (см., например, [254]):

.
У галактик с большими красными смещениями мы наблюдаем в оптическом
и ИК диапазонах излучение, испущенное в коротковолновой области спектра.
Например, излучение с
Å от галактики с
будет наблюдаться при
в полосе
. Если эта галактика удалена
на
, то ее УФ излучение будет фиксироваться в фильтре
.
Основная проблема при учете
-поправки состоит в том, что распределение
энергии в коротковолновой области спектров галактик известно плохо
и поэтому значение этой поправки для далеких галактик может быть
очень неточным. Кроме того, на наблюдаемое излучение галактик в
УФ диапазоне сильно влияет даже небольшое количество пыли. Объекты,
оптически тонкие в видимом диапазоне, могут быть оптически толстыми
в УФ.
![]() |
Большая роль относительного сдвига полос излучения и
приема при исследовании далеких объектов иллюстрируется
на рис. 50, где для двух близких спиральных галактик сравниваются изображения,
полученные в далекой ультрафиолетовой области спектра и в оптическом
диапазоне. Наглядно видно, что морфология и распределение поверхностной
яркости очень сильно меняются при смещении в УФ диапазон.
В [256] было выполнено моделирование того, как будут
выглядеть близкие галактики, если их отнести на разные , и показано,
что при оптических фотометрических наблюдениях объектов с
практически невозможно получить информацию об их истинных глобальных
характеристиках. Для компенсации этого эффекта необходимо проводить
наблюдения в более длинноволновой области спектра.
![]() |
-поправки для галактик разных морфологических типов
в фильтрах
и
согласно [257]
показаны на рис. 51 и приведены в Приложении (см. также [258]).
На рисунке видно, что относительный сдвиг полос излучения и
приема приводит к сильному занижению реальной светимости внегалактического
объекта.
Следует также обратить внимание на немонотонность значений поправок для
спиралей и их быстрый рост с изменением
для
эллиптических галактик. Разное поведение
для объектов
разных типов отражает значительные отличия в распределениях энергии
в их спектрах.
Поправка за эволюцию
При интерпретации результатов фотометрического изучения далеких
галактик и сравнении их с характеристиками близких объектов необходимо
учитывать, что далекие объекты могут находится на более ранней стадии
своей эволюции. Фотометрическая структура галактик может эволюционировать
как за счет звездно-динамических процессов (например, [101]),
так и за счет эволюции характеристик составляющих их звезд.
Эллиптические галактики
При сильно упрощенном подходе эллиптическую галактику можно рассматривать как совокупность звезд, родившихся одновременно в ходе одиночной вспышки звездообразования. Приняв эту гипотезу, мы можем рассчитать светимость и показатели цвета галактики на любой момент времени (см. Приложение). Приведем, следуя в основном Тинсли [211], простую аналитическую модель эволюции фотометрических свойств эллиптической галактики.
Предположим, что галактика возникла в момент времени
в ходе короткой одиночной вспышки звездообразования. Полная масса
всех звезд равна M
, их химический состав близок к солнечному.
Начальная функция масс (НФМ) родившихся звезд описывается степенным законом
, где
-- масса звезд вблизи
точки поворота с главной последовательности (ГП) в момент времени
.
Время жизни звезд на ГП (
) связано с их массой выражением
(
).
Светимость может быть выражена через соотношение масса-светимость:
, где
.
Полная светимость галактики в первом приближении может быть представлена
как сумма светимостей звезд, находящихся на ГП, (карликов) и гигантов:
.
Через время после вспышки звездообразования на ГП остаются только
звезды в интервале масс от
(нижняя граница НФМ) до
(масса
точки поворота). Число таких звезд в интервале масс
равно





Используя (101) и (102) и введенные ранее аппроксимации,
можно найти интегральные массы и светимости гигантов и звезд на ГП.
Так, например, отношение полной массы гигантов к массе карликов
со временем увеличивается, но не превышает величины .
Следовательно, вклад гигантов в полную звездную массу галактики
пренебрежим.
Полная светимость звезд на ГП при составляет
Отношение светимостей гигантов и звезд на ГП может быть представлено в следующем виде:
Подставив в (105) реалистические значения параметров, получаем, что в коротковолновой (голубой) области спектра


Оценим темп эволюции интегральной светимости эллиптической галактики.
Полная светимость может быть представлена как
Второе слагаемое в правой части (107) гораздо меньше первого (см. [211]) и поэтому
Следовательно, в первом приближении темп эволюции светимости эллиптических галактик (




Проведенное выше элементарное рассмотрение приближенно согласуется с
результатами детальных численных расчетов эволюции фотометрических
характеристик эллиптических галактик [211]. На рис. 52
для примера показано изменение со временем болометрической светимости
родившихся в ходе одиночной вспышки звездообразования звезд для
двух значений металличности. При лет падение светимости
в логарифмических координатах происходит почти по линейному закону.
За время от
лет после вспышки звездообразования до
лет полная светимость уменьшается более, чем на 4
.
![]() |
Показатели цвета звезд, родившихся в ходе одиночной вспышки
звездообразования, со временем увеличиваются (становятся краснее).
Как видно из приведенных в Приложении таблиц, цвета реальных
эллиптических галактик при соответствуют показателям цвета звезд
с возрастом
лет.
Спиральные галактики
Спиральные галактики сложнее эллиптических и их нельзя описать в виде однородного по возрасту звездного населения. Процесс звездообразования в спиралях продолжается на протяжении всей их эволюции и поэтому в любой момент они представляют собой смесь звездных населений разных возрастов. При анализе фотометрической эволюции спиральных галактик в модели необходимо закладывать историю звездообразования (обычно рассматривается постоянная скорость звездообразования или затухающая со временем по экспоненциальному закону). В этом случае нельзя использовать простые соображения, использованные для анализа эллиптических галактик, и такие объекты можно изучать только на основе численного моделирования [211].
Величины эволюционных поправок для спиральных галактик, также как
и для эллиптических, могут достигать нескольких звездных величин
(например, [257]) и, следовательно, они сравнимы с -поправкой
и коррекцией за космологическое ослабление поверхностной яркости
(правда, эволюционная поправка имеет другой знак -- далекие, то есть
более молодые, объекты являются более яркими).
В заключение этого раздела следует упомянуть еще два относительно
слабо изученных фактора, затрудняющих интерпретацию наблюдений
далеких объектов. Первый фактор -- это поглощение в межгалактической
среде. Второй -- ослабление излучения за счет поглощения в дисках
проектирующихся на луч зрения галактик. Поглощение в дисках фоновых
галактик не является серъезной проблемой при наблюдениях близких
объектов. Согласно приведенным в [260] расчетам, за счет
этого эффекта в полосе теряется не более 5% излучения от
галактики, находящейся при
(эта оценка зависит от принятой
космологической модели). Однако для галактики на
эта доля
увеличивается до
30%.
<< 9.1 Полезные формулы | Оглавление | 9.3 Результаты изучения ... >>
Публикации с ключевыми словами:
Фотометрическая система - слабые галактики - Скопление галактик - фотометрия
Публикации со словами: Фотометрическая система - слабые галактики - Скопление галактик - фотометрия | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> |