Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://www.sao.ru/precise/Laboratory/Dis_akn/node18.html
Дата изменения: Thu Jul 8 15:31:50 1999
Дата индексирования: Tue Oct 2 02:31:33 2012
Кодировка: koi8-r
Поисковые слова: trifid nebula

Связь с крупномасштабной структурой и функция светимости на слабом конце

Распределение галактик в пространстве дает важную информацию об условиях их формирования. Современное представление о трехмерном крупномасштабном распределения видимой материи во Вселенной стало возможным в основном благодаря большой систематической работе по определению красных смещений для десятков тысяч ярких массивных галактик, полученных в результате проведения обширных обзоров, таких как обзор CfA (Huchra et al. 1983) или Southern Sky Redshift Survey (Da Costa et al. 1994).

Полученные каталоги дали возможность определить общий характер распределения ярких галактик до расстояний порядка 100 Мпс. В результате выяснилось, что распределение видимой материи, является в большой степени неоднородным, образуя гигантские области скучиваний различной формы и протяженности, так называемые сверхскопления, стены, которые соседствуют с гигантскими пустотами, практически не содержащими ярких галактик. Картина Вселенной усложняется при построении крупномасштабного распределения по объектам разной массы (светимости). Это может быть понято в рамках современных космологических моделей с динамически доминирующей темной материей, допускающих наличие значительных смещений (biasing) в распределении плотности видимой и полной массы (Dekel & Silk 1986; White et al. 1987a, 1987b). Эти модели предсказывают, что карликовые галактики должны быть распределены в пространстве более однородно, чем нормальные галактики и могут располагаться в местах с пониженной плотностью, где нормальные галактики не наблюдаются. Наибольшую проблему представляет неполнота наших знаний о пространственном распределении маломассивных галактик. Это связано с трудностями построения репрезентативных выборок карликовых галактик достаточной глубины (свыше 20-30 Мпс), свободных от влияния местной концентрации вещества (Местное Сверхскопление, скопление галактик в Деве и др.).

Однако, как показал Salzer (1989) для построения выборок карликовых галактик и изучения их пространственного распределения можно использовать галактики с сильными эмиссионными линиями, в частности с линиями [OIII] $\lambda$4959 + 5007 Å. Такие выборки можно создавать с использованием данных ведущихся и проведенных фотографических призменных обзоров неба, так как эти линии лежат в области чувствительности стандартной фотографической эмульсии IIIaJ, сильные линии [OIII] наблюдаются именно у карликовых галактик со вспышкой звездообразования, и в этих галактиках их суммарная интенсивность существенно больше интенсивности линии H$\alpha$, по которой также можно производить подобный поиск.

Так существуют ли различие (biasing) в пространственных распределениях массивных и карликовых галактик? Согласно White et al. (1987b) это различие должно быть довольно малым: амплитуды корреляционных функций для ярких и карликовых галактик должны отличаться примерно в два раза. Много попыток делалось для нахождения такого различия. Iovino et al. (1988) показали, что "HII галактики" менее скучены, чем нормальные. Salzer (1989), Salzer & Rosenberg (1994) и Rosenberg, Salzer & Moody (1994) сделали то же самое заключение, используя выборки эмиссионных галактик из обзоров UM и Case. Pustilnik et al. (1994), Pustilnik et al. (1995) также нашли тенденцию к меньшему скучиванию карликовых эмиссионных галактик. Однако имеется и очень много работ (например, Thuan 1987, 1991), в которых делается противоположный вывод. Анализ показывает (Salzer & Rosenberg 1994), что во многих случаях авторами использовались выборки разной глубины, а некоторые используемые выборки ограничены малой областью неба и числом галактик, используемых при анализе.

Отражает ли пространственное распределение карликовых эмиссионных галактик пространственное распределение не эмиссионных карликовых галактик? Заключение, сделанное Salzer et al. (1988), Rosenberg, Salzer & Moody (1994) и Salzer et al. (1995) утверждает, что "ДА" -- эти галактики можно использовать и они адекватно отражают крупномасштабное распределение в целом. С этим вопросом тесно связано изучение функции светимости эмиссионных галактик. Именно сравнение функций светимости, построенных по эмиссионным галактикам UM и Case и галактик из каталога Цвикки (CGCG -- Zwicky et al. 1961) позволили сделать заключение о возможности использования эмиссионных галактик для изучения крупномасштабного распределения. По данным Salzer et al. (1995) эмиссионные галактики (в том числе и BCG) составляют 31% от галактик поля. По данным Salzer (1989) эмиссионные галактики с сильными эмиссиями (в том числе и BCG) составляют 7% от галактик поля.

Однако проблема построения функции светимости в области малых светимостей M _B > -15^m остается достаточно серьезной. С одной стороны, эту функцию светимости очень сложно построить для неэмиссионных галактик поля, но даже в случае использования эмиссионных галактик результаты, пока, получаются достаточно противоречивые. Например, относительное число эмиссионных галактик на M_B=-13^m для экстраполированной функции светимости по эмиссионным галактикам из Wasilewski (1983) и для функции светимости из Salzer (1989) (в этой области величин построенной по 2 галактикам!) отличается в 400 раз! Boroson, Salzer & Trotter (1993) определили, что доля эмиссионных галактик увеличивается с уменьшением светимости от 8% для M_B=-19^mдо 41% для M_B=-14^m.