Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://heritage.sai.msu.ru/ucheb/Zasov/zadacha_01.doc Дата изменения: Wed May 2 20:20:06 2007 Дата индексирования: Mon Oct 1 20:27:44 2012 Кодировка: koi8-r Поисковые слова: р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п

ЗАДАЧА 1


ОПРЕДЕЛЕНИЕ КРАСНОГО СМЕЩЕНИЯ ГАЛАКТИКИ


|Введение |
|Основным методом измерения расстояния до далеких галактик является |
|оценка красного смещения ??/? линий в их спектре. В настоящей задаче |
|эта величина определяется по линиям эмиссии для двух галактик, одна из |
|которых сравнительно близкая, а другая - далёкая: галактика Маркаряна |
|или (по указанию преподавателя) галактика другого типа с эмиссионными |
|линиями в спектре. |
|Галактики Маркаряна - это галактики небольшого углового размера, |
|которые отличаются от обычных избыточным излучением в ультрафиолетовой|
|области спектра (по причине большого числа молодых звезд или/и |
|активности ядра). В спектре галактик Маркаряна присутствуют яркие |
|эмиссионные линии (бальмеровская серия водорода, азот, сера и др.), |
|возникающие, как правило, в компактной центральной области. |
|В нормальных галактиках, если в них имеет место звездообразование, |
|спектр также содержит, помимо звездных линий поглощения, эмиссионные |
|линии, связанные с фотоионизацией и последующей рекомбинацией газа. Они|
|более заметны, чем абсорбционные, и их длины волн можно легче и точнее |
|измерить. Доплеровский сдвиг линий может несколько отличаться для |
|различных областей галактики (главным образом, из-за вращения диска). |
|Расстояние при этом определяется по красному смещению линий в |
|центральной, наиболее яркой части галактики. |
|Обрабатываемые фотографии спектров галактик получены с помощью ЭОПа на |
|125-сантиметровом рефлекторе ГАИШ или на телескопе БТА (САО РАН) с |
|использованием щелевого спектрографа. На спектрах представлена |
|длинноволновая область оптического диапазона. Самая яркая линия (иногда|
|единственная в спектре) - H?.. Доплеровский сдвиг этой линии |
|оценивается либо по её расположению относительно линий излучения |
|ночного неба (они идут перпендикулярно тонкой полоске спектра |
|галактики), либо по отношению к линиям спектра сравнения лабораторного |
|источника, если он «впечатан» в спектрограмму. Как пример, на рисунке |
|приведен спектр галактики, на котором хорошо видны как линия Н?, |
|принадлежащая галактике (короткая и наклоненная), так и линии неба с |
|указанными внизу длинами волн (в ангстремах). |
|По измеренному смещению линий («красному смещению») можно оценить |
|расстояние до галактики. Для корректного определения скорости удаления |
|галактики, надо исправить полученную из наблюдений скорость за движение|
|Солнца в Галактике по формуле: |
| |
|[pic] |
|где l и b, - соответственно, галактическая долгота и широта объекта, |
|которые находятся по любому каталогу, содержащему координаты |
|внегалактических объектов, например, HYPERLEDA или RC3. В этих же |
|каталогах могут быть найдены угловые размеры галактики и звёздные |
|величины, исправленные за межзвёздное поглощение. |
|Целью задачи является оценка красного смещения галактик, расстояние до |
|них, и - по известной звёздной величине и угловому размеру - светимости|
|и линейного размера галактик. |
|Порядок выполнения работы |
|Изображение спектра рассмотреть через микроскоп измерительного прибора |
|и отождествить заметные линии в спектре галактики. По атласу спектра |
|ночного неба или отдельной фотографии спектра неба, прилагаемой к |
|задаче, отождествить линии неба на спектрограмме. |
|Дисперсионная кривая (зависимость координаты вдоль спектра от длины |
|волны) строится по линиям спектра сравнения (ночного неба, или |
|лабораторного источника, если впечатан его спектр). Для этого на |
|измерительном приборе необходимо измерить линейную координату каждой |
|отождествленной линии в спектре. Риска в окуляре микроскопа наводится |
|последовательно на центр каждой линии и снимается отсчет со шкалы |
|микроскопа. Начало отсчета может быть произвольным. Для галактик |
|Маркаряна из-за низкой дисперсии спектра яркая и широкая линия Н? ?6563|
|е может практически сливаться с линией азота [NIII] ?6584 е. |
|Сопоставив отсчеты микроскопа с соответствующими значениями длин волн |
|неба (или лабораторного источника), необходимо построить дисперсионную |
|кривую - на миллиметровке или на компьютере. В последнем случае ее |
|удобно аппроксимировать параболой для последующей работы с ней. |
|Примечание. Дисперсионная кривая должна быть плавной. Если какие-либо |
|точки оказались «отскакивающими», необходимо уточнить координаты |
|соответствующих линий или проверить правильность их отождествления. |
|Пользуясь дисперсионной кривой, по измеренным координатам линий |
|галактики определите их длины волн. Сопоставив полученные значения с |
|лабораторными значениями длин волн, оцените красное смещение галактики |
|??/?, скорость удаления V и расстояние D: |
| |
|V = c(??)/? , D=V/H, |
| |
|где Н = 75 км/сћмегапарсек - постоянная Хаббла. Оценить ошибку |
|измерений, исходя из точности определения ??.. |
|С помощью преподавателя, используя любой каталог галактик |
|(рекомендуется HYPERLEDA), найти оценку видимой звёздной величины в |
|полосе В и углового размера галактики. По известному расстоянию |
|определить ее линейный размер и светимость. Размер выразить в |
|килопарсеках, а светимость - в светимостях Солнца. Принять абсолютную |
|звездную величину Солнца МВ = +5.48. |
|Результаты |
|В задаче должны быть получены оценки красного смещения, расстояния до |
|галактики, её светимости и линейного размера. |
|Примеры контрольных вопросов |
|Почему дисперсионная кривая строится по всем отождествленным линиям, а |
|не по двум любым? |
|Почему линия H? в спектре видна в эмиссии, а не в абсорбции? |
|Почему спектральные линии в спектре галактики иногда выглядят |
|наклонными по отношению к линиям неба? |
|Чем определяется толщина спектральной линии на спектрограмме? |
|С чем связано красное смещение галактик? В рамках каких предположений |
|расстояние до галактики оценивают по закону Хаббла? Всегда ли это дает |
|правильный результат? |
|Литература |
|Воронцов-Вельяминов Б.А. Внегалактическая астрономия. М.: Наука, 1977, |
|с.50-52, 299-304. |
|Мартынов Д.Я. Курс практической астрофизики. М., Наука, 1977 |