|
Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес
оригинального документа
: http://sed.sao.ru/~vo/disser/ch4.html
Дата изменения: Tue Dec 23 17:43:27 2008 Дата индексирования: Mon Oct 1 20:35:07 2012 Кодировка: koi8-r Поисковые слова: qsr |
gzipped PostScript версия здесь, 2005 г.
| Начало | Введение | Глава 2 | Глава 3 | Глава 4 | Глава 5 | Глава 6 | Библиография | Приложения |
Верходанов О.В.
Специальная Астрофизическая обсерватория
В отличие от квазаров, в радиогалактиках можно детально исследовать звездное население. Как правило, в оптическом и ближнем инфракрасном диапазоне при красных смещениях z<1÷1.5 доминирует спектр звезд, а не газа, и можно пробовать использовать методы звездной эволюции и эволюции синтетических цветов звездного населения для определения ``цветовых'' красных смещений и даже возраста звездного населения. При удаче, в последнем случае можно восстановить момент (по крайней мере последнего) массового звездообразования. Кроме того, мощные галактики с активными ядрами поставляют много ультрафиолетовой радиации во Вселенной и в сочетании с интегральной оптической толщей по рассеянию реликтовых фотонов 3К фона позволяют уточнить момент вторичной ионизации Вселенной.
Глубокие оптические исследования родительских галактик у этого класса радиоисточников затруднены тем, что их пространственная плотность на 5-6 порядков меньше плотности галактик фона, и поэтому они практически отсутствуют в предельно глубоких полях малого размера. Так, в HDF (Hubble Deep Fields) найдена лишь одна далекая радиогалактика (z=4.42) средней мощности. Поэтому выборку полей для таких исследований приходится начинать с предварительной селекции по данным радиоастрономии с учетом всех возможных косвенных критериев. Трудоемкость получения качественного спектроскопического материала по далеким и слабым галактикам и радиогалактикам вынуждает использовать фотометрические оценки красного смещения и других характеристик этих объектов. В отношении мощных радиогалактик такие оценки оказались полезными и ими пользуются широко до сих пор (McCarthy, 1993; Benn et al., 1989; Parijskij et al., 2000b, см. также раздел 4.5). Важным фактом является то, что цвета звездных систем позволяют оценивать и их возраст. Хотя заметим, что возможность использования цветовых данных для популяции мощных радиогалактик требует отдельного обсуждения. Это связано с тем, что влияние ядерной активности в этих объектах на цветовые характеристики недостаточно изучены. На цветовых характеристиках могут сказываться также и очаги ``вторичного'' звездообразования.
В данной главе рассмотрены этапы исследования радиогалактик, связанные с анализом данных фотометрических наблюдений на основе процедур обработки списков объектов, оценки возраста звездного населения и красных смещений на основе эволюционных моделей спектров, статистической обработки полученных данных, по результатам которой можно оценить космологические параметры. Отметим, что, несмотря на то, что в последнее время появились огромные объемы наблюдательного материала в оптическом и инфракрасном диапазонах, большая часть материала остается необработанной. Отбор данных по заданным критериям значительно упрощает селекцию объектов. Одним из таких критериев при исследовании радиогалактик является фотометрическое красное смещение. Оценки красного смещения и возраста галактик могут быть получены по данным многоцветной фотометрии с помощью синтетических моделей спектров путем подгонки эволюционных моделей спектров под наблюдательные данные. С учетом того, что прямые измерения красного смещения спектроскопическими методами требуют чувствительности на 2 величины ниже, чем фотометрические наблюдения, косвенные оценки z являются мощным селекционным фактором при отборе кандидатов для спектроскопических наблюдений.
Особый интерес исследований лежит в области изучения далеких объектов, позволяющих изучать формирование структур Вселенной и эволюцию активных галактических ядер, которые связаны с черными дырами. Например, самая далекая радиогалактика, известная в настоящее время, имеет красное смещение z=5.19 (van Breugel et al., 1999), т.е. объект испустил дошедший до нас свет в то время, когда возраст Вселенной был около 1 млрд. лет. Наличие регистрируемого радиоизлучения говорит о присутствии AGN и, следовательно, гигантской черной дыры в центре звездной системы. Но такая черная дыра не успела бы сформироваться из окружающего вещества за короткий срок существования Вселенной, и таким образом можно привлечь к рассмотрению гипотезы о существовании первичных ЧД, т.е. оставшихся от эпохи Большого Взрыва. Спектроскопия таких объектов довольно трудна. Тем не менее, используя фотометрические данные можно существенно упростить проблему поиска еще на предварительном этапе отбора кандидатов. Такой метод селекции основан на использовании синтетических моделей распределений энергии в спектрах (SED: Spectral Energy Distribution) галактик, зависящих от возраста звездного населения. И в дальнейшем отобранные кандидаты могут быть использованы для спектроскопических наблюдений.
В течение последних пяти лет наиболее интенсивно использовались три модели звездного населения галактик: PEGASE (Projet d'Etude des Galaxies par Synthese Evolutive (Fioc и Rocca-Volmerange, 1997)), Poggianti (1997) и GISSEL (Galaxy Isochrone Synthesis Spectral Evolution Library (Bruzual, Charlot, 1993, 1996)).
В эксперименте ``Большое Трио'' (Parijskij et al., 1996a), описанном во Введении данной работы, также применяется эта техника для поиска далеких объектов из RC-каталога с крутыми спектрами (SS). Фотометрические данные практически всей основной выборки SS объектов типа FRII (Fanaroff and Riley, 1974) из RC-списка были получены на 6-м телескопе САО РАН. Оценки возрастов радиогалактик использовались в дальнейшем для проведения модельно независимых расчетов значения космологического члена.
Чтобы ускорить процедуру оценок возраста (и фотометрического красного смещения), мы разработали систему ``Эволюция радиогалактик'', которая позволяет внешнему пользователю вычислять возраст и фотометрические красные смещения.
В основу создания системы ``Эволюция радиогалактик'' положена идеология работы с крупными архивами данных, которая является оригинальной разработкой и уже использовалась при создании базы данных радиоастрономических каталогов CATS (Verkhodanov et al., 1997a). Но вместо астрофизических каталогов база данных содержит файлы с распределением энергии в спектре галактик.
Система является строго ориентированной на выполнение следующих задач:
Для оценок возрастов и красного смещения галактик мы работали с тремя моделями распределений энергии в спектрах различных типов галактик:
Отличие используемых моделей обусловлено различными начальными параметрами (металличностью, начальной функцией масс, скоростью звездообразования и т.п.) и используемыми инфракрасными и ультрафиолетовыми наблюдательными данными. В связи с тем, что современное развитие и распространение получили 2 модели: PEGASE и GISSEL, общий вычислительный доступ был открыт только к ним.
Эволюционная модель PEGASE (Fioc & Rocca-Volmerange, 1997) используется для галактик Хаббловской последовательности как со звездообразованием, так и эволюционирующих пассивно. Одно из основных достоинств этой модели состоит в расширении к ближнему IR (NIR) диапазону атласа синтетических спектров (Rocca-Volmerange & Guiderdoni, 1988) с пересмотренной звездной библиотекой, включающей параметры холодных звезд. Модель охватывает диапазон от 220Å до 5 микрон. Алгоритм модели, согласно авторам, позволяет отслеживать быстрые эволюционные фазы, такие как красные сверхгиганты или AGB в ближнем IR. Планируется подключение новой версии PEGASE (Le Borgne, Rocca-Volmerange, 2001), использующей модифицированный код и учитывающий взаимодействия облаков и ионизацию вблизи ядра.
Другая широко используемая модель GISSEL'98 (Bolzonella и др., 2000) построена с помощью эволюционных моделей Bruzual & Charlot (1993, 1996). В нашем случае (при исследовании радиогалактик) мы использовали расчеты для эллиптических галактик. Библиотека синтетических спектров эллиптических галактик построена со следующими параметрами звездообразования: простое звездное население, продолжительность процесса вспышечного звездообразования (starburst activity) - 1 млдр. лет, затухание вспышечной активности звездообразования идет по экспоненциальному закону. В модели используется солнечная металличность. Начальная функция масс (IMF) с верхним пределом 125 солнечных масс взята из работы Miller и Scalo (1979). Как показано в работе (Bolzonella et al., 2000), выбор IMF не влияет на точность определения красных смещений. Модельные треки рассчитаны в диапазоне длин волн от 200 до 95800Å.
База данных синтетических спектров SEDs содержит записи спектров в виде табулированных функций зависимости плотности потока от частоты, хранящиеся в двух соответствующих колонках. Эти файлы могут иметь FITS-заголовок, описывающий модель и ее параметры с соответствующими ключевыми словами и их значениями. Используемые наборы эволюционных моделей доступны на сервере http://sed.sao.ru (Verkhodanov et al., 2000e,f).
Для получения оценок мы проходим несколько этапов.
Сначала для выбранной модели производится имитирование процесса наблюдений
в фильтре с помощью сглаживания синтетических спектров по
следующему алгоритму:
где
si - исходный массив модельной кривой синтетического
спектра SED,
Sik - сглаженная k-ым фильтром модельная
кривая SED,
fk(z) - кривая пропускания k-ого фильтра
(см., например, Рис.4.1),
``сжатая'' в (1+z) раз
при ``движении'' вдоль оси длин волн кривой SED,
j=1, n - номер пиксела в кривой
пропускания фильтра. Из сформированных таким образом k кривых SED
строится двумерный массив (λ,тип фильтра) сглаженных спектров
для дальнейших вычислений.
Оценка возрастов и z галактик производится
методом выбора оптимального положения
наблюдательных фотометрических величин галактик на табулированных кривых
SED для разного возраста
звездного населения.
Алгоритм выбора оптимального положения точек
на кривой (Verkhodanov, 1996) позволяет определить максимум функции
правдоподобия
где
max - максимальное значение вычисляемой функции,
а χ2:
где Fobs,k - наблюдаемая звездная
величина в k-ом фильтре,
SEDk(z) - модельная звездная величина
для заданного спектрального
распределения возраста t
в k-ом фильтре на заданном красном смещении z,
r - свободный коэффициент, σk - ошибка измерения.
Красное смещение определяется по величине сдвига на кривых SED
от положения ``rest frame''
наблюдаемых величин.
Пример результатов вычислений возраста и z и построения функции
среза правдоподобия для радиогалактики 4C24.28 в модели PEGASE
приведен на Рис. 4.2.
|
Рис.4.1. Передаточные кривые некоторых фильтров (слева направо): U, B, V, R и I. Рисунок опубликован в работе (Verkhodanov et al., 2000e). |
Наблюдаемые звездные величины могут быть скорректированы за галактическое
поглощение при наличии координат наблюдаемой площадки.
Для учета абсорбции мы используем карты, записанные как
FITS-файлы, из работы Шлегеля и др. (Schlegel et al., 1998).
Преобразование от звездной величины
к плотности потоков производится по стандартной формуле (см. например,
von Hoerner, 1974):
где m - наблюдаемая зв. величина, а
значения постоянной C для различных полос приведены в Таблице 4.1,
в которой также записаны соответствующие используемые параметры фильтров:
полоса и эффективная длина волны.
Таблица 4.1. Поглощение и параметры основных фильтров.
| Тип фильтра | λeff | C |
| Landolt U | 3600 | 3.280 |
| Landolt B | 4400 | 3.620 |
| Landolt V | 5500 | 3.564 |
| Landolt R | 6500 | 3.487 |
| Landolt I | 8000 | 3.388 |
| UKIRT J | 12000 | 3.214 |
| UKIRT H | 16500 | 3.021 |
| UKIRT K | 22000 | 2.815 |
 
|
Рис.4.2. Оценка возраста и красного смещения для радиогалактики 4C24.28 в модели PEGASE. Слева: кривая SED с помеченными крестиками фотометрическими точками. Справа: контуры функции правдоподобия в зависимости красного смещения и логарифма возраста на уровнях 0.6, 0.7, 0.9 и 0.97. Рисунок опубликован в работе (Verkhodanov et al., 1999). |
Действующая система расположена на специально организованным Web-сервере по адресу http://sed.sao.ru (Рис. 4.3, 4.4), объединяющим различные ресурсы, включая специализированные программы для поддержки Интернет-протоколов (FTP, HTTP, e-mail) и разработанное программное обеспечение для взаимодействия с базой данных SEDs. Сервер работает в операционной системе Linux Fedora Core 2.0.
|
Рис. 4.3. Домашняя страница Web-сервера http://sed.sao.ru. Рисунок опубликован в работе (Verkhodanov et al., 2000e). |
|
Рис. 4.4. Web-страница с основным вводом и запрашиваемыми параметрами. Рисунок опубликован в работе (Verkhodanov et al., 2000e). |
Заметим, что фотометрические данные, представленные в Таблице Приложения 11, довольно неоднородные и получены на различных инструментах, с различной апертурой и различными наблюдателями.
Процедура оценки значений красного смещения и возраста включала
Используя описанную в параграфе 4.2.1 процедуру определения параметров, мы находили наиболее подходящую эволюционную кривую SED и связанный с ней возраст звездного населения, а также красное смещение. Моделирование продемонстрировало, что устойчивость определения красного смещения обеспечивается присутствием фотометрических точек инфракрасного диапазона, что позволяет использовать ``скачок'' потока в инфракрасной области спектра и тем самым устойчиво определять максимум функции правдоподобия.
Результаты численных расчетов с заданным красным смещением
приведены в таблице
Приложения 12,
в столбцах которой записаны
(1) имя объекта,
(2) спектроскопическое красное смещение zsp,
(3) возраст, определяемый в моделях PEGASE с красным смещением
zsp,
(4) среднеквадратичное отклонение σd (в Ян)
фотометрических точек от возраста оптимального распределения SED
для модели PEGASE.
Заметим, что для тех случаев, когда не удается найти максимум функции
правдоподобия (например, когда он попадает на границу диапазона возрастов),
значения параметров в таблицах пропущены.
 
|
Рис. 4.5. Объект PKS0011-023. Зависимость ``SED-σd(age)'' для модели PEGASE. Рисунок опубликован в работе (Verkhodanov et al., 1999). |
Кроме независимого сравнения результатов вычислений возрастов для фотометрических и спектральных z известных радиогалактик, мы применили также дополнительные тесты. Правильность оценки возраста (и красного смещения) проверялась на модельных данных, полученных путем сглаживания фильтрами разных кривых SED, т.е. для SED заданного возраста вычислялись точные звездные величины, которые могли бы наблюдаться с ПЗС матрицей для 5 фильтров, и запускался механизм прогонки. Выбирались точки, соответствующие фильтрам VIJHK, на красном смещении z=0.54. Использовалась модель GISSEL с SEDами на 1015 и 5000 млн. лет. Для каждого возраста проводилось по 2 теста: с фиксированным и нефиксированным z=0.54. Из результата прогонки можно сделать вывод: и возраст и красное смещение определяются уверенно, но возможно попадание на соседнюю кривую возраста, что дает точность 200 млн. лет, и при нефиксированном z имеет влияние дискретизация по длине волны λ (ошибка z до 6%) в кривых SED.
 
|
Рис. 4.6. Объект PKS0011-023, модель PEGASE. Справа: SED и фотометрические данные. Слева: контуры функции правдоподобия в зависимости от (z, возраст) по уровням 0.6, 0.7, 0.9 и 0.97. Рисунок опубликован в работе (Verkhodanov et al., 1999). |
|
Рис. 4.7. Гистограмма распределения нормализованных разностей (в процентах) красного смещения (спектроскопического zsp) и красного смещения полученного для моделей PEGASE. Заштрихованные колонки показывают выборку классических объектов типа FRII, отмеченных звездочкой в таблице Приложения 11. Объект 1547+21 является гравитационной линзой, красное смещение для объектов 1108+36 и 1017+37 не согласуется с возможным фотометрическими пределами, поэтому они должны быть исключены из обсуждения; объект 1119+25 является N-галактикой galaxy; радиоисточник 1132+37 имеет GPS-спектр. Рис. опубликован в работе (Verkhodanov et al., 1999). |
Если использовать данные таблицы из Приложения 13 без предварительной селекции (оставляя только одну версию расчета для каждого объекта), формальная оценка одного измерения получается порядка 70-80%, что почти на порядок хуже, чем для ближайших объектов (см., например, Benn et al., 1989). Ситуация значительно улучшается, если содержимое таблицы Приложения 13 ограничить только популяцией классических объектов типа FRII (отмеченных звездочкой в таблице Приложения 11). Ошибка уменьшается до 23%. Существенно, что эта ошибка не растет с ростом zsp (Рис. 4.8). Часть ошибки связана с качеством и различием наблюдательных данных, часть - с реальным различием между используемыми моделями SED для родительских галактик.
По набору оценок параметров и сравнению с наблюдательными данными для дальнейших исследований была выбрана модель PEGASE. Для сравнения результатов в таблицах сохранены данные и для модели Поггианти (Poggianti, 1997). Погрешность оценки возраста звездного населения для таблиц Приложений 12 и 13 может быть определена сравнением результатов после использования различных моделей, которые не могут дать реальную ошибку. Гистограммы таких ``модельных'' ошибок при определении возраста звездного населения родительских галактик показаны на Рис.4.9.
|
Рис. 4.9. Распределение разностей возрастов, полученное при расчете с фиксированным zsp, а также при вычислении обоих параметров одновременно для модели PEGASE. Рис. опубликован в работе (Verkhodanov et al., 1999). |
|
Рис. 4.10. Сравнение возрастов звездного населения радиогалактик, полученных по модели PEGASE. По ординате отложен возраст, полученный при одновременном определении z и возраста, по абсциссе - возраст, полученный при расчетах с фиксированным известным z. Прямая линия показывает линейную регрессию, пунктирная - прямую Y=X. Для сильно ``выпадающих'' точек даны имена объектов. Рис. опубликован в работе (Verkhodanov et al., 1999). |
|
Рис. 4.11. Возраст звездного населения родительской галактики (с фиксированным z) в зависимости от красного смещения для PEGASE (черные кружки), Poggianti (белые кружки). Данные для одного и того же источника соединены вертикальной линией. |
|
Рис. 4.12. Гистограмма распределения возрастов родительских галактик по модели PEGASE для подвыборки радиогалактик типа FRII (в таблице Приложения 11 объекты помечены звездочками). Рис. из работы (Verkhodanov et al., 1999). |
|
Рис. 4.13. Диаграмма ``красные смещения, полученные по всем данным, включая K-фильтр (таблица Приложения 12), - красные смещения, полученные с использованием только выбранных фильтров, которые покрывают рабочую область спектра''. Используемые полосы спектра приведены в Таблице 4.2. Сплошная линия показывает линейную регрессию, пунктирная - зависимость Y=X. Рис. из работы (Verkhodanov et al., 1999). |
Значимость областей спектра, связанных с красными фильтрами, особенно с K-фильтром, увеличивается с ростом z, но равномерность расположения фильтров вдоль спектра объекта тоже весьма существенна. Для иллюстрации этого факта мы сравнили точность определения фотометрических красных смещений в двух случаях: используя все доступные измерения, в том числе и K-фильтр, и четыре соседних фильтра, перекрывающих определенную область спектра. Было отобрано 6 таких случаев (Таблицы 4.2 и 4.3), и результаты оценок продемонстрированы на Рис. 4.13. Из рисунка видно, что различие фотометрических красных смещений не больше, чем 11%. Это позволяет применить методику оценки с достаточной точностью для стандартного фотометрического оборудования САО РАН особенно успешно для умеренных 0.6<z<1.8, где находится большинство радиоисточников. При выборе наиболее правдоподобного варианта оценки фотометрического красного смещения можно использовать наблюдательные данные, так как различие между вариантами превышает ошибки фотометрических оценок (см., например, объекты 1108+38, 1017+37).
Используя возраст звездных систем родительских галактик,
можно приблизительно оценить время более позднего массового
звездообразования
Tsf и красное смещение zsf,
соответствующее этому моменту.
Таблица 4.2. Оцениваемые возрасты на заданном спектроскопическом z для исследуемых радиогалактик в моделях Поггианти и PEGASE для выбранных фильтров.
| Poggianti | PEGASE | |||||
| имя МАС | zsp | Возраст, | σd | Возраст, | σd | использ. |
| Млет | Млет | фильтры | ||||
| B022036+394717 | 1.176 | 5.9 | 0.055 | ≥19.0 | 0.040 | BVRI |
| B100839+464309 | 1.781 | 4.3 | 0.135 | 2.0 | 0.113 | VRIJ |
| B101909+221439 | 1.617 | 4.3 | 0.076 | 3.5 | 0.042 | VRIJ |
| B172117+500848 | 1.55 | 5.9 | 0.106 | ≥19.0 | 0.143 | VRIJ |
| B180919+404439 | 2.267 | 5.9 | 0.071 | ≥19.0 | 0.093 | VRIJ |
| B193140+480509 | 2.348 | 8.7 | 0.119 | 1.0 | 0.156 | UVRI |
| Poggianti | PEGASE | ||||||
| Объект | zsp | Возраст, | zest | σd | Возраст, | zest | σd |
| Млет | Млет | ||||||
| B022036+394717 | 1.176 | 5.9 | 1.29 | 0.043 | ≥19.0 | 1.12 | 0.027 |
| B100839+464309 | 1.781 | 4.3 | 0.89 | 0.028 | 2.5 | 0.89 | 0.022 |
| 7.4 | 2.84 | 0.024 | |||||
| B101909+221439 | 1.617 | 10.6 | 3.73 | 0.022 | 7.0 | 1.78 | 0.009 |
| B172117+500848 | 1.55 | 7.4 | 1.46 | 0.014 | ≥19.0 | 1.18 | 0.017 |
| B180919+404439 | 2.267 | 5.9 | 2.08 | 0.038 | 3.0 | 1.85 | 0.037 |
| 10.6 | 4.18 | 0.045 | |||||
| 15.0 | 3.84 | 0.043 | |||||
| B193140+480509 | 2.348 | 4.3 | 1.98 | 0.082 | 1.2 | 1.95 | 0.017 |
|
Рис.4.14. Распределение значений оценок эпохи звездообразования для модели PEGASE в CDM-модели Вселенной. Рис. из работы (Verkhodanov et al., 1999). |
Таким образом, получено следующее:
Принципы селекции кандидатов в далекие объекты в программе ``Большое Трио'' (Parijskij et al., 1994b, 1995, 1996a) близки к общепринятым (McCarthy, 1993) и описаны во Введении диссертации.
 
|
Рис. 4.15. Пример исследования радиогалактики RCJ0105+0501 в программе ``Большое Трио''. На верхнем левом рисунке показан континуальный радиоспектр объекта. Спектральный индекс &alpha=-1.22 (S~να) получен по данным наблюдений РАТАН-600 и других радиотелескопов. Сверху справа: оптическое отождествление радиогалактики RCJ0105+0501. Изолинии, наложенные на снимок, построены по данным наблюдений на VLA на частоте 1.4ГГц. Снимок получен в R-фильтре на 6-м телескопе САО РАН. На нижнем рисунке показана оценка фотометрического красного смещения и возраста звездной системы по фотометрическим данным 6-м телескопа и синтетическим эволюционным трекам эллиптических галактик. Рисунок опубликован в работе (Соболева, Госс, Верходанов и др., 2000). |
Использование этих данных в настоящее время практически неизбежно. На 6-м телескопе САО массовая прямая спектроскопия слабых объектов до недавних пор требовала слишком больших затрат наблюдательного времени при работе с объектами слабее 20m. Так, в 1995-1996 гг. нам удалось измерить спектроскопическое красное смещение лишь у четырех ярких объектов (трех квазаров и одной галактики, все ярче mR=20.5m), и лишь одной слабой галактики, mR=23m (Додонов и др., 1999). Красное смещение последней z=2.73 было определено по единственной эмиссионной линии. Оно независимо подтверждается нашими цветовыми данными: отрицательный показатель цвета B-V согласуется с отождествлением линии как мощной, что типично для далеких радиогалактик, Lyα. В последнее время с вводом в строй в САО РАН более эффективной спектральной аппаратуры ситуация со спектроскопией слабых объектов на 6-м телескопе обещает существенно улучшиться. Еще в марте и июне 2001 года с помощью нового оборудования SCORPIO (Афанасьев и Моисеев, http://www.sao.ru/~moisav/scorpio/scorpio.html), на 6-м телескопе были получены спектры еще десяти объектов (Афанасьев и др., 2002, 2003, см. также ниже Таблицу 4.5).
Обработка снимков проводилась по стандартной методике в системе MIDAS. Производилось вычитание усредненного темнового кадра и поэлементная коррекция чувствительности с использованием снимков сумеречного неба. В фильтре I остаточная неоднородность фона, связанная с интерференцией ярких эмиссионных линий ночного неба, убиралась с помощью процедуры вычитания медианной суммы всех рабочих снимков данной ночи или нескольких ночей одного наблюдательного сета. Калибровка фотометрических измерений для перевода их в стандартную систему Johnson-Cousins осуществлялась с помощью звезд из списка Landolt (1992), наблюдавшихся несколько раз в течение ночи. Для фотометрии выбранного объекта использовалась круглая апертура одного и того же размера при измерениях в разных фильтрах. Размер апертуры выбирался - в зависимости от яркости объекта - в диапазоне от 3'' до 12''. Типичный размер составлял 4''-5''. Фон измерялся в кольцевой апертуре достаточно большого радиуса, чтобы не захватывать внешние области измеряемого объекта. В необходимых случаях близкие соседние объекты удалялись с использованием процедуры интерполяции окружающего фона. Точность фотометрии, как правило, была не хуже 0m.1 для галактик ярче 21m, ухудшалась до 0m.2-0m.25 для 23m-24m и доходила до 0m.3-0m5 при величине галактики слабее 25m-25m.5.
Для учета поглощения в Галактике использовались карты Шлегеля
(Schlegel et al., 1998).
Пересчет звездных величин в
плотности потоков осуществлялся по формуле (4.4).
Значения константы C для различных фильтров приведены в Таблице 4.1.
После учета поглощения звездные величины в четырех фильтрах
для 50 радиогалактик нашей выборки приведены в Таблице 4.4.
Таблица 4.4. Цвета радиогалактик выборки по программе ``Большое Трио'', скорректированные за поглощение
| Источник | B | V | R | I & Источник | B | V | R | I |
| m | m | m | m & | m | m | m | m | |
| 0015+0503a | 23.89 | 22.97 | 22.20 | 21.36 & 1152+0449 | 23.86 | 23.66 | 22.39 | 21.00 |
| 0015+0501 | 24.82 | 23.91 | 23.37 | 22.22 & 1155+0444 | 21.36 | 19.83 | 18.90 | 18.20 |
| 0034+0513 | 25.28 | 24.79 | 23.25 | 21.79 & 1213+0500 | 23.55 | 22.90 | 22.04 | 21.32 |
| 0038+0449 | 21.90 | 21.46 | 21.38 | 20.52 & 1235+0435b | 24.15 | 22.81 | 21.59 | 20.35 |
| 0039+0454 | 24.81 | 24.00 | 22.69 | 21.22 & 1322+0449 | 23.68 | 22.52 | 20.77 | 19.17 |
| 0105+0501 | 24.00 | 22.48 | 22.78 | 22.43 & 1333+0452 | 24.87 | 24.44 | 23.56 | 22.46 |
| 0135+0450 | 20.49 | 19.16 | 18.42 | 17.82 & 1339+0445 | 25.05 | 23.72 | 22.70 | 21.55 |
| 0152+0453 | 23.31 | 23.02 | 22.47 | 21.70 & 1357+0453 | 22.98 | 21.85 | 21.10 | 20.11 |
| 0159+0448 | 22.65 | 21.72 | 21.23 | 20.65 & 1429+0501 | 25.57 | 23.24 | 21.64 | 20.50 |
| 0209+0501a | 20.37 | 19.19 | 18.43 | 17.78 & 1436+0501 | 23.90 | 23.86 | 23.39 | 22.70 |
| 0209+0501b | 25.72 | 24.09 | 23.12 | 21.63 & 1446+0507 | 21.48 | 20.03 | 19.17 | 18.54 |
| 0318+0456 | 23.80 | 23.13 | 23.11 | 22.80 & 1503+0456 | 24.02 | 23.67 | 23.14 | 22.24 |
| 0444+0501 | 23.48 | 23.70 | 23.33 | 23.13 & 1510+0438 | 24.98 | 23.73 | 22.57 | 21.25 |
| 0457+0452 | 22.01 | 20.86 | 20.05 | 19.37 & 1551+0458 | 25.57 | 25.34 | 24.43 | 23.30 |
| 0836+0511 | 23.68 | 23.53 | 23.09 | 22.44 & 1626+0448 | 22.32 | 23.07 | 22.73 | 22.63 |
| 0837+0446 | 23.03 | 23.29 | 22.99 | 22.11 & 1638+0450 | 22.86 | 22.33 | 22.14 | 21.04 |
| 0845+0444 | 24.72 | 22.42 | 21.09 | 19.77 & 1646+0501 | 24.01 | 22.44 | 20.97 | 19.76 |
| 0908+0451 | 21.63 | 20.72 | 19.85 | 19.07 & 1703+0502 | 24.22 | 23.39 | 23.12 | 22.26 |
| 0909+0445 | 22.60 | 21.53 | 20.50 | 19.59 & 1706+0502 | 24.73 | 24.19 | 23.25 | 21.88 |
| 0934+0505 | 25.29 | 24.45 | 24.67 | 23.61 & 1722+0442 | 22.30 | 21.59 | 20.63 | 19.44 |
| 1011+0502 | 23.71 | 23.18 | 22.47 | 22.60 & 2029+0456 | 22.85 | 22.24 | 21.66 | 20.53 |
| 1031+0443 | 23.93 | 22.79 | 22.09 | 20.85 & 2219+0458 | 24.80 | 25.03 | 23.72 | 22.25 |
| 1043+0443 | 23.98 | 23.57 | 22.51 | 21.70 & 2224+0513 | 23.16 | 22.31 | 21.43 | 20.32 |
| 1124+0456 | 20.30 | 18.79 | 17.85 | 17.07 & 2247+0507 | 23.64 | 23.18 | 22.53 | 21.43 |
| 1142+0455 | 24.83 | 22.53 | 21.38 | 20.39 & 2348+0507 | 23.89 | 23.79 | 23.56 | 23.08 |
|
Рис. 4.16. Диаграмма Хаббла ``R-величина - красное смещение'' для радиогалактик, построенная по данным из литературы Pursimo,..., Verkhodanov et al. (1999). |
|
Рис. 4.17. Гистограмма, характеризующая распределение отношения цветовых красных смещений по модели GISSEL'98 (zgis) и по модели PEGASE (zpeg). Приводится центральная часть гистограммы, куда попадает 80% объектов. Рисунок опубликован в работе (Верходанов и др., 2002a). |
Примечания к таблице из
Приложения 14.
0034+0513 - по модели GISSEL'98 возраст звездной системы
в обоих вариантах
больше возраста Вселенной на этом z;
мы выбираем тот, где эта
разность меньше, несмотря на несколько большую
погрешность.
0039+0454 - возраст звездной системы
по модели PEGASE недопустимо велик,
он превосходит возраст Вселенной на данном z в 3 раза.
Аналогичное наблюдается и у ряда других источников (0209+0501a,
0845+0454, 1152+0449, 1235+0435b, 1510+0438, 2219+0454).
Причина этого пока непонятна.
0105+0501 - в отличие от большинства объектов нашей выборки значения
красного смещения и возраста по двум моделям не согласуются.
Кроме того, в этом случае расчет дает очень большие погрешности.
Оптические изображения в 4-х фильтрах (Соболева и др., 2000)
показывают, что яркая линия Lyα
попадает в V фильтр,
поэтому звездная величина в этом фильтре сильно искажена.
(см. также Рис. 4.15). zsp=3.14
(Афанасьев и др., 2003),
что с точностью 10%
согласуется с данными GISSEL'98.
0135+0450 - значение красного смещения заключено между 0.34 и 0.10,
но ближе к 0.34. Отметим, что по модели GISSEL'98 есть еще
один минимум при z=0.24 с возрастом 5500 и погрешностью
0.0117. Значения в абсолютном минимуме в обеих моделях
отпадают из-за несоответствия возраста звездной системы и
возраста Вселенной.
0159+0448 - значения z=0.02 (GISSEL'98) и z=0.09 (PEGASE)
лежат вне
области допустимых значений на плоскости z-R
(Pursimo et al.,
1999, см. также Рис. 4.16).
Поэтому более надежен вариант с
z=0.41
0318+0456 - значения z=0.28 (GISSEL'98) и
z=0.2 (PEGASE) лежат вне
области допустимых значений на плоскости z-R
(Pursimo et al.,
1999).
0444+0501 - хотя значения z=1.27 (GISSEL'98) и
z=1.21 (PEGASE)
близки
друг другу и имеют минимальную погрешность, приходится брать
оценку z=2.35, так как спектральное
zsp=2.73.
0836+0511 - значения z=1.36 (GISSEL'98) и z=1.34
(PEGASE) близки и
имеют практически минимальную погрешность.
0845+0444 - значение z=5.29 (PEGASE) и по возрасту
и по положению на
плоскости z-R недопустимо.
0908+0451 - значение zph=0.48
близко к реальному zsp=0.525 по
спектральным
измерениям на БТА
(Афанасьев и др., 2003).
1142+9455 - значения z=4.99 (GISSEL'98) и z=4.95 (PEGASE)
не попадают в
область допустимых значений на плоскости z-R. Выбираем
z=0.36,
хотя возраст звездной системы в этом случае несколько
больше возраста Вселенной на этом красном смещении.
1213+0500 - z=5.15 (GISSEL'98) не попадают в область допустимых
значений на плоскости z-R,
и возраст звездной системы в этом
случае превосходит возраст Вселенной более, чем в 10
раз.
1322+0449 - вариант с z=0.99 не подходит,
так как возраст звездной системы
в 2 раза превышает возраст Вселенной.
1357+0453 - принимаем значение z=0.72,
близкое для обеих моделей.
1429+0501 - не удается найти приемлемого значения параметров ни для
одной модели. Возможно это связано с трудностями отделения
в оптике радиогалактики от близкой звезды (Parijskij et
al., 1996a).
1436+0501 - принимаем вариант z=1.35 (GISSEL'98) и
z=1.37 (PEGASE) с
погрешностями, близкими к минимальной.
1446+0507 - z=4.99 с минимальной погрешностью
не попадает в область
допустимых значений на плоскости z-R
для радиогалактик, и
возраст звездной системы в этом варианте в 3.5 раза
больше возраста Вселенной.
1626+0448 - z=0.03 и z=0.04 не попадают
в область допустимых
значений
на плоскости z-R для радиогалактик. Большие погрешности
во всех случаях связаны с тем, что яркая
Lyα
попадает
в фильтр B (Parijskij et al., 1996a).
Попадание линии в B-фильтр дает оценку фотометрического
zph=2.45. Полученное спектральное
zsp=2.656 (Афанасьев и др., 2003).
1638+0450 - выбрано z=1.74 (GISSEL) и
z=1.57 (PEGASE),
хотя значения z=0.89 (GISSEL') и
z=0.84 (PEGASE) тоже
нельзя исключить.
1703+0502 - значения звездных величин во всех фильтрах могут быть
искажены близлежащей яркой звездой (Parijskij et al, 1996a).
2247+0507 - выбрано значение z=1.05 по модели PEGASE, близкое
к значению
по модели GISSEL'98.
2348+0507 - значения звездных величин во всех фильтрах могут быть
искажены близлежащей яркой звездой (Parijskij et al., 1996a).
Отобранные по фотометрическим свойствам объекты исследовались спектральными методами на БТА (Додонов и др., 1999; Афанасьев и др., 2002, 2003). Данные по ряду объектов приведены в Таблице 4.5. Для радиогалактик типа FRII спектральное красное смещение практически совпало с цветовым. Объекты, классифицированные по спектрам как квазары, могут иметь красное смещение, значительно отличающиеся от его фотометрических оценок. Программа измерения красных смещений радиогалактик продолжается.
Таблица 4.5. Красное смещение и другие характеристики объектов RC-каталога, исследуемых в программе ``Большое Трио''.
| Имя | α | S1400/S3900 | Rm | zsp | zph | Примечания |
| J0105+0501 | 1.05 | 79/25 | 22.8 | 3.14 | 3.5 | FRII |
| J0126+0502 | 1.06 | 150/51 | 18.4 | 1.008 | FRII | |
| J0209+0501 | 1.16 | 89/33 | 18.5 | 0.285 | 0.38 | точечный |
| J0444+0501 | 1.09 | 214/69 | 22.7 | 2.73 | 2.35 | FRII |
| J0457+0452 | 1.12 | 201/56 | 19.4 | 0.482 | 0.41 | FRI |
| J0908+0451 | 0.92 | 301/109 | 19.6 | 0.525 | 0.48 | FRII |
| J1100+0444 | 0.88 | 575/200 | 18.0 | 0.89 | QSR | |
| J1124+0456 | 0.94 | 935/400 | 17.8 | 0.284 | 0.36 | FRII |
| J1154+0431 | 0.97 | 766/273 | 19.9 | 0.998 | 3.42 | QSR |
| J1155+0444 | 1.0 | 141/54 | 18.6 | 0.289 | 0.33 | FRII |
| J1333+0451 | 1.3 | 42/11 | 18.1 | 1.405 | 1.04 | QSR |
| J1339+0445 | 1.07 | 119/41 | 22.6 | 0.74 | 0.67 | тройной |
| J1626+0448 | 1.26 | 191/46 | 22.9 | 2.656 | 2.30 | FRII |
| J1722+0442 | 0.99 | 763/300 | 20.7 | 0.604 | 1.0 | FRII |
| J2029+0456 | 0.69 | 142/53 | 21.7 | 0.78 | 0.81 | QSR |
| J2036+0459 | 1.02 | 217/75 | 18.7 | 0.716 | QSR | |
| J2144+0513 | 1.06 | 193/72 | 18.8 | 1.01 | ядро-джет,QSR | |
| J2224+0513 | 0.93 | 346/107 | 21.3 | 0.96 | 0.93 | FRII |
| J2320+0459 | 0.94 | 161/64 | 20.6 | 1.39 | FRI,QSR |
Следует отметить, что мы использовали штатный набор фильтров 6-м телескопа, BVRI, что удовлетворительно для не слишком далеких объектов (цвета которых измерены). Расширение диапазона цветовых измерений до H, K диапазонов позволит снять неопределенность в оценках в ряде случаев. Для предельно далеких объектов, с R>24, ситуация может измениться, и здесь помогут новые наблюдения. Из общих соображений ясно, что есть опасность и ``справа'', и ``слева'' - вторичные очаги звездообразования могут исказить голубую часть спектра, а пыль на очень больших красных смещениях может деформировать ИК область. Для z>2 необходимо учитывать, по крайней мере, линию Lyα. Вообще говоря, большие невязки могут указывать на возможность искажения данных сильными линиями, и мы надеемся учесть это обстоятельство в дальнейшем. Примером такого случая является объект RC J1703+0502 с формально нулевым красным смещением. Если принять эту оценку, то оптическая светимость этого объекта окажется столь малой, что никакого ощутимого радиоизлучения он не может дать (напомним, что Pradio~Lopt2.5 (Искударян & Парийский, 1967; Franceschini et al., 1998)). Пользуясь вторичными критериями, иногда приходится отбрасывать вариант с самыми малыми невязками и брать следующий.
Возраст звездных систем родительских галактик.
Как известно, возраст оценивать значительно сложнее. Чем
старше звездное население, тем больше может быть погрешность.
Также как и для красных смещений, мы построили гистограмму
(см. Рис. 4.17)
разностей возрастов, определяемых по модели GISSEL (tgis)
и по модели PEGASE (tpeg) для того же
объекта, нормированных к возрасту Вселенной с Λ=0.7 (T) на
момент, соответствующий измеренному красному смещению,
(tgis-tpeg)/2T.
|
Рис. 4.18. Гистограмма распределения полуразности цветовых возрастов звездных систем, полученных по моделям GISSEL (tgis) и PEGASE (tpeg) к возрасту Вселенной с Λ=0.7 (T) на момент красного смещения. Показана центральная часть гистограммы, куда попадает более 80% объектов. Рис. из работы (Верходанов и др., 2002a). |
|
Рис. 4.19. Зависимость от красного смещения систематического различия между возрастами звездных систем по моделям GISSEL'98 (tgis) и PEGASE (tpeg) нормированное к возрасту Вселенной с Λ=0.7 (T) на момент, соответствующего z. Отклонения от найденой зависимости около 6%. Рис. из работы (Верходанов и др., 2002a). |
Распределение разности возрастов, полученных по разным моделям, далеко от нормального, но есть ядро, куда попадает 70% объектов. Для них ``модельная'' дисперсия близка к 20%. Большие отклонения обнаружены для модели PEGASE - 6 объектов из 50 имеют формальный возраст родительских звездных систем много больше возраста Вселенной даже при близких с моделью GISSEL цветовыми красными смещениями. Это позволило нам больше доверять модели GISSEL. Обнаружена систематическая разница между моделями, которая увеличивается с ростом красного смещения (см. Рис. 4.18). При ее учете модельная дисперсия возрастов уменьшается до <10% для объектов с близкими данными красным смещениям для обеих моделей.
Существенно, что в модели с Λ-членом 0.7-0.8 ни одна галактика по модели GISSEL в пределах ошибок не имеет возраст, более возраста Вселенной, в то время как в старой SCDM модели их более десяти, и они могут быть использованы для независимой оценки поведения H(z), Λ-члена и квинтэссенции (предложение А. Старобинского, см. Saini et al., 2000; Parijskij et al., 1998). Средний возраст галактик составляет несколько млрд. лет, но имеется подгруппа галактик с возрастом в пределах погрешностей, совпадающим с возрастом Вселенной на соответствующем красном смещении, и группа формально очень молодых звездных систем (несколько сотен млн. лет). Первые очевидно принадлежат к первому поколению галактик во Вселенной, образовавшихся при z>>1 (z~5-10). Положение с ``молодыми'' объектами сложнее - их цвет в принципе может быть искажен повторными взрывами звездообразования при слиянии галактик или под действием близких прохождений. Принять вариант ``молодой'' галактики затрудняет также тот факт, что мы имеем дело с мощными радиогалактиками, для функционирования которых необходимо образовать сверхмассивную черную дыру (DMO - Dark Massive Object, Salucci et al., 1999) с массой около 109 Msun, что невозможно сделать в стандартных моделях формирования черных дыр (Franceschini et al., 1998). Поэтому, альтернативой ``мерджинга'' (слияния) могут быть только первичные черные дыры с массой 104-106 Msun, вокруг которых позднее формируются галактики. Можно сделать осторожное заключение, что, по крайней мере, статистические оценки красного смещения и возраста для популяции мощных радиогалактик дают удовлетворительные результаты, модель GISSEL может быть рекомендована не только для радиоспокойных галактик, но и для мощных радиогалактик. Для более уверенных оценок целесообразно использовать все имеющиеся в распоряжении данные об объектах - это уменьшит число грубых погрешностей.
Отметим основные результаты этого раздела.
Предполагается проведение дальнейших исследований фотометрических методов, которые могут быть применимы к популяции далеких радиогалактик. Новые более реалистические модели цветовой эволюции и рафинированные методы оценки возраста звездных систем в принципе позволят получать значительно более надежные оценки для большого числа объектов.
Среди приведенных методов оценок космологических параметров во Введении
диссертации рассмотрены и методы, связанные с оценками возраста.
Причем возраст галактик (например, Saini et al., 2000)
позволяет проводить независимую датировку физических явлений
на различных красных смещениях.
Первые попытки оценить Λ-член по возрастам звездных
систем радиогалактик делались еще в 1996 г. (см., например,
Parijskij, 2001).
Новый подход на этом пути был предложен Хименезом и Лоубом
(Jimenez и Loeb, 2002) и
основывается на
датировках, связанных уже с вариациями возрастов галактик, определяемых
спектроскопическим методом.
Это дает независимую хронологическую
шкалу, применимую для ранних этапов эволюции Вселенной.
Метод основывается на измерениях
разностей возрастов ΔT между двумя пассивно эволюционирующими
галактиками, которые формируются в одно время, но разделены небольшим
интервалом Δz. Тогда можно определить конечную разность
Δz/ΔT~dz/dt.
Все отобранные галактики в предлагаемой
Хименезом и Лоубом методике должны иметь схожие металличности и
низкие темпы звездообразования (т.е. красные цвета), а средний
возраст системы должен значительно превышать разность возрастов галактик
Δt. Применяя такой дифференциальный метод, Хименез и Лоуб (2002)
предлагают напрямую измерять H(z) и wQ(z)
на основе первых и вторых производных
(Δz/Δt) и
(Δ2z/Δt2):
Предлагая этот дифференциальный метод, они показывают, что необходимо
как увеличить выборку
галактик, так и улучшить отношение сигнал/шум.
Мы решили использовать подобный дифференциальный метод, но с другим типом датировки возраста, а именно с датировкой по фотометрическим данным с выбором оптимального соответствия распределения энергии в спектре (SED), зависящего от возраста, наблюдаемым потокам (Верходанов и др., 2002b, 2005a; Старобинский и др., 2004). Подобная методика, ставшая уже стандартной, работает достаточно устойчиво для чистой выборки эллиптических галактик.
В программе ``Большое Трио'' было обнаружено, что фотометрический возраст радиогалактик имеет большую дисперсию, однако, верхняя граница возраста является достаточно уверенной функцией (Parijskij et al., 1996a; Verkhodanov et al., 1999, Верходанов и др., 2002a). Сопоставление этой верхней границы с простой SCDM моделью показало, что на малых и очень больших красных смещениях их возраст не противоречит даже SCDM модели, но в интервале 0.7<z<2 имеются объекты с цветовым возрастом более возраста Вселенной на соответствующем красном смещении. Такая ситуация, как известно (см, например, Sahni и Starobinsky, 2000), может возникнуть в моделях с Λ-членом. Действительно, возраст такой Вселенной не отличается от SCDM модели ни на очень малых, ни на очень больших красных смещениях, что видно из формул, приведенных в упомянутой работе. Однако, в интервале красных смещений 1-2 различие может достигать 1-2 млрд. лет, что уже близко к возможностям эксперимента. Простая теория с Λ-членом для плоской модели дает зависимость положения максимума отклонений от SCDM модели на оси красных смещений от величины Λ-члена (Sahni и Starobinsky, 2000). Первые попытки по данным ``Большое Трио'' были сделаны в 1999г. (Parijskij, 2001). В связи с неуверенностью в количественных оценках возраста галактик был оценен процент галактик, возраст которых формально превышает возраст SCDM Вселенной на измеренном красном смещении как функции z. В результате была получена гистограмма, приведенная на рис. 4.19. По положению максимума была оценена доля ``темной энергии'' (ΩΛ), которая оказалась близкой к величине, полученной по сверхновым типа Ia: ΩΛ=0.8÷0.6.
Отметим, что методы с использованием цветовых и спектральных возрастов галактик основаны на хронометрировании темпов расширения Вселенной по физическим процессам, не связанным с космологией, по темпам ядерных реакций в звездах, знания о которых для стандартных звезд типа Солнца достаточно точны и в последние десятилетия получили многочисленные прямые и косвенные подтверждения, включая самые последние достижения акустической томографии недр Солнца. Поэтому предлагаемый способ хронометрирования эволюции Вселенной напоминает методы хронометрирования на Земле по данным радиоактивного распада и в любом случае является независимым от других.
В данном исследовании также использованы радиогалактики, которые, как правило, отождествляются c гигантскими эллиптическими галактиками (gE) и являются хорошими ``фонарями'' и представителями далеких звездных систем. Стандартная точка зрения последних десятилетий - мощные радиогалактики связаны со старыми крупными звездными системами типа gE, имеющими красный цвет. Опыт использования шаровых скоплений в нашей Галактике для оценки возраста Вселенной подсказывает, что поиск самых старых звездных систем на больших красных смещениях может быть полезным для хронометрирования темпов расширения Вселенной на любых расстояниях, на которых еще существовали мощные радиогалактики. Как показали многие группы, включая проект ``Большое Трио'' (Rawlings et al., 1996; van Breugel et al., 1999; Соболева и др., 2000) мощные радиогалактики появились на красных смещениях около 5 и весь интервал 0<z<5 потенциально может быть исследован уже сегодня, так как чувствительность радио и оптических телескопов достаточна для исследования этих мощных в радио и оптике объектов, а, в отличие от квазаров, излучение звездного населения может быть легко отделено от излучения газовой компоненты.
Но заметим, что радиогалактики могут иметь неопределенности с фотометрическими определениями возраста из-за разных факторов (см. например, Moy & Rocca-Volmerange, 2002), таких как ионизация или просвечивание синхротронного излучения от ядра, взаимодействие облаков и джета и т.п. Кроме того, галактики на ранних стадиях могут быть взаимодействующими, что изменяет звездное население. Тем не менее, радиогалактики остаются пока единственным простым средством изучения эллиптических галактик на больших красных смещениях.
Данные по радиогалактикам из каталога ``Холод''.
Данная выборка построена из 60
радиогалактик, обнаруженных в обзоре РАТАН-600 ``Холод''
(Parijskij et al., 1991a, 1992),
с привлечением
данных многоцветной фотометрии для оценки цветовых красных смещений
и возрастов звездных систем родительских галактик
(Parijskij et al., 1996a; Verkhodanov et al., 2002).
Фотометрические красные смещения использовались для тех галактик,
у которых спектральные измерения отсутствуют. Отметим, что для
радиогалактик типа FRII наблюдается хорошее согласие между
фотометрическими оценками и спектроскопическими измерениями z
(Верходанов и др., 2005d).
Данные по исследованным радиогалактикам с z>1.
Как говорилось выше, для проверки методики и оценки красных
смещений и возраста звездных систем, мы построили выборку радиогалактик
(Верходанов и др., 1998; Verkhodanov et al., 1998b, 1999)
по данным, полученным другими авторами с красными смещениями
вплоть до z=3.80.
Необходимо отметить, что литературные фотометрические данные, очень неоднородны: получены не только разными авторами, но и на различных инструментах, с разными фильтрами. Измерения для одного и того же объекта не всегда проводились в одинаковых апертурах и т.д. Поэтому после окончательной селекции из 300 радиогалактик первичной выборки осталось только 42. Большая часть объектов осталась за пределами выборки, потому что имеет свойства квазаров, что сильно затрудняет использование SED для стандартных эллиптических галактик.
Скопления галактик.
Подвыборка эллиптических галактик является наиболее представительной
из исследуемой группы объектов и была предложена А.Копыловым (2001).
Для ее построения мы использовали данные
из работы (Stanford et al., 2002), содержащих выборку галактик из 45
скоплений на красных смещениях 0.1<z<1.3
(Верходанов и др., 2005a).
Для всех объектов имеются фотометрические данные из оптического и
близкого инфракрасного диапазона. В среднем для каждой галактики
приводятся звездные величины в полосах VIJHK.
Мы отобрали по показателям цвета по 5-7
объектов, типичных эллиптических галактик, для 27 скоплений.
 
|
Рис. 4.20. Зависимость t(z) для моделей, приведенных в Таблице 4.6. Верхний ряд - оценка для модели PEGASE, нижний ряд - модели GISSEL. Слева - дискретизация Δz=0.2, справа - дискретизация Δz=0.3. Кривые построены для параметризации (4.8) по максимумам возрастов галактик в заданных интервалах красных смещений. Рисунок опубликован в работах (Verkhodanov, Parijskij, 2003; Верходанов и др., 2005a). |
Таблица 4.6.
Двухпараметрическая подгонка космологических параметров по формуле (4.7)
(когда B=C=0.0) для аппроксимационных кривых для интервалов
Δz=0.2 и 0.3 для обеих моделей звездного населения.
| модель | Δz | Ωm | ΩΛ | H0 | ε |
| SED | [Млет] | ||||
| GISSEL | 0.2 | 0.2 | 0.8 | 77.7 | 1695 |
| GISSEL | 0.3 | 0.2 | 0.8 | 71.5 | 1367 |
| PEGASE | 0.2 | 0.2 | 0.8 | 65.4 | 4101 |
| PEGASE | 0.3 | 0.2 | 0.8 | 53.0 | 2748 |
Ошибка определения возраста, которая может быть связана с неправильной классификацией типа галактики, а следовательно, и выбором SED, в данном случае играет в пользу описываемого подхода. Модели SED, соответствующие эллиптическим галактикам, дают самое старое звездное население среди всех спектров. Таким образом, если в галактике встречаются области звездообразования, дающие вклад в фотометрические данные, то выбор оптимальной модели смещается в сторону более молодого звездного населения, и галактика выпадает из нашей выборки, т.к. для построения t(z) используются максимальные значения возраста на заданном интервале z.
Для проверки влияния полноты выборки на результат мы использовали метод будстропа, заключающийся в размножении исходной выборки и построении новой с помощью случайного выбора объектов. Коэффициент размножения выборки брался равным 100, и для каждого интервала Δz случайным образом выбиралось количество объектов, равное исходному. Таким образом, были проведены 50 испытаний и в каждом случае оценивались значения параметров. В результате были получены дисперсии оценок H0=72±7 для модели GISSEL и H0=53±6 для модели PEGASE для интервала Δz=0.3. Значение Ω&Lambda при этом остается неизменным, что объясняется влиянием объектов на умеренных красных смещениях z=0.3÷1.0, имеющих сравнительно небольшой разброс возрастов. Влиянием внутреннего самопоглощения в галактике (Sokolov et al., 2001) мы пренебрегали из-за неоднозначности решений для малого количества используемых входных параметров (число фильтров) в нашем случае и необходимости определять большое число неизвестных параметров.
Возможный большой вклад в невязку при аппроксимации зависимостей, который дает влияние случайных ошибок, можно значительно уменьшить за счет дальнейшего статистического накопления данных, т.к. число известных галактик типа FRII составит по различным оценкам несколько тысяч в ближайшее время.
Для объединенных данных из разных популяций эллиптических галактик, в том числе и для радиогалактик, проведен анализ верхней границы возраста формирования звездных систем. По этим данным оценены границы определения космологических параметров H0 и Λ-члена, как H0=72±10, и ΩΛ=0.8±0.1 в модели GISSEL и H0=53±10, и ΩΛ=0.8±0.1 в модели PEGASE.
Говоря об применяемой методике, следует заметить, что одной из основных проблем является использование радиогалактик, у которых наряду со стандартной эволюцией звезд на фотометрические измерения могут влиять и другие факторы. Тем не менее, уже появляются новые модели (например, PEGASE2: Le Borgne, Rocca-Volmerange, 2002), позволяющие некоторые из этих факторов учитывать. Также, следуя периодически возникающим дискуссиям, заметим, что присутствие в спектрах ряда далеких радиогалактик ярких эмиссионных линий (например, Hα, С IV, He II), формируемых различными ионизационными механизмами (Maxfield et al., 2002) в районах джетов и ``горячих пятен'', действительно поднимает вопрос о соответствии эволюционных спектров эллиптических галактик радиогалактикам и, как следствие, о применимости фотометрической методики для оценки красных смещений радиогалактик.
Однако, в пользу используемой нами гипотезы о соответствии звездного населения радиогалактик (и далеких радиогалактик) эллиптическим галактикам склоняются уже многие теоретики. Современные модели предсказывают достаточно быстрое формирование (в течение 1 млрд. лет) таких систем уже на z~4 (Pipino & Matteucci, 2004; Rocca-Volmerange et al., 2004), что позволяет применить фотометрические методы для их исследования. Эффективность селекции таких галактик с помощью радиоастрономических методов, начиная с умеренных красных смещений (z>0.5), подтверждена несколькими группами (Pedani, 2003). Комбинированная диаграмма Хаббла ``K-z'' для радиогалактик и галактик поля (Jarvis et al.. 2001; De Breuck et al., 2002) показывает, что радиогалактики имеют наибольшую светимость на любом красном смещении 0<z<5.2 (Reuland et al., 2003). Кроме того, радиогалактики имеют свермассивные черные дыры, масса которых обычно пропорциональна звездному балджу (MBH~0.006Mbuldge, Magorrian et al., 1998), и этот факт является дополнительным свидетельством присутствия сформировавшегося звездного населения. Образование радиогалактик на красных смещениях z~3÷5 дает уже сформировавшиеся звездные популяции на z~2÷4 ΛCDM моделях. Таким образом, отбирая далекие радиогалактики, мы достаточно эффективно выделяем гигантские эллиптические галактики, которые можно использовать для фотометрических исследований. Перечисленные факторы показывают возможность применения фотометрической методики для определения красных смещений по звездному населению для радиогалактик типа FRII на z>2.
Отметим также тот факт, что фотометрические оценки радиогалактик типа FRII близки прямым измерениям, говорит от том, что используемые модели эволюции эллиптических галактик соответствуют эволюции звездного населения радиогалактик, и вообще являются признаком его существования на больших красных смещениях (Верходанов и др., 2005d). Этот вывод позволяет и в дальнейшем с высокой степенью достоверности применять фотометрические методы исследования радиогалактик типа FRII.
Итак, следуюшие результаты анализа:
На основе собранных данных и с использованием разработанных программ проводятся астрофизические исследования.
Проверены границы применимости предлагаемой методики оценки эволюционных параметров радиогалактики для объектов с известными красными смещениями на основе моделей синтетических спектров PEGASE и GISSEL, а также возраста звездных систем этих галактик. Даны рекомендации для практического использования моделей эволюции.
В частности, показано, что цветовые красные смещения для мощных радиогалактик дают удовлетворительное согласие со спектральными (ошибка 10-20%, с небольшим процентом крупных ошибок); ограниченный набор близко расположенных фильтров, как в нашем BVRI случае, также может дать удовлетворительные результаты даже для больших красных смещений; цветовые данные, как правило, не противоречат звездным величинам в фильтре R, если R<22.5m. Более слабые объекты показывают большую дисперсию фотометрических красных смещений при одной и той же R величине, причем можно заметить две ветви на плоскости (z-R); а также практически всегда можно указать нижнюю границу возраста галактик и, следовательно, минимальное красное смещение их формирования.
В рамках этого подхода оценены возрасты и красные смещения радиогалактик обзора ``Холод'', и полученные данные применены для оценок космологических параметров.
Для объединенных данных из разных популяций эллиптических галактик, в том числе и для радиогалактик, включая и данные галактикам из RC-каталога, проведен анализ верхней границы возраста формирования звездных систем. По этим данным оценены границы определения космологических параметров H0 и Λ-члена, как H0=71.5±10, ΩΛ=0.8±0.1 в модели GISSEL и H0=53.0±10, ΩΛ=0.8±0.1 в модели PEGASE.
| Начало | Введение | Глава 2 | Глава 3 | Глава 4 | Глава 5 | Глава 6 | Библиография | Приложения |
| Назад | Дальше... |