![На первую страницу](http://images.astronet.ru/img/bookicon.gif)
<< 1.1 Определения и ... | Оглавление | 2. Методика поверхностной фотометрии >>
1.2 Ранняя история поверхностной фотометрии
Поверхностная фотометрия является одной из старейших методик в современной астрономии. Например, первая попытка описания распределения видимого излучения по галактике M 31 относится к середине XIX века -- задолго до установления истинной природы этого объекта [3].
Первое успешное исследование
распределения поверхностной яркости было выполнено методом фотографической
фотометрии Рейнольдсом в 1912-13 годах для М 31 [4].
На рис. 1 мы сравниваем результаты измерений Рейнольдса с
современными данными о распределении яркости в центральной области
M 31 [5]. Для измерений, разнесенных по времени на 74 года,
согласие следует признать очень хорошим.
Рейнольдс также нашел, что распределение яркости в пределах 6 от ядра
туманности Андромеды может быть
описано законом
(пунктирная
линия на рис. 1).
Эта формула была позднее использована Хабблом [6] в
обобщенном виде для представления фотометрических
профилей 15 эллиптических галактик:
![$I_{\rm0}$](https://images.astronet.ru/pubd/2006/08/23/0001215351/img28.gif)
![$r_0$](https://images.astronet.ru/pubd/2006/08/23/0001215351/img29.gif)
![]() |
Закон распределения поверхностной
яркости (2) часто называют законом (или формулой) Хаббла или
Рейнольдса-Хаббла. Этот закон удовлетворительно описывает
распределение поверхностной яркости у эллиптических галактик
при
. Хабблу, по-видимому, принадлежит также
первая попытка физической интерпретации распределения яркости
в галактиках. В своей работе [6] он сравнил профили
яркостей эллиптических галактик с усеченным изотермическим
распределением и пришел к выводу, что эллиптические галактики
могут являться равновесными самогравитирующими системами.
В 1936-1938 годах Редман [7], Редман и Ширли [8] впервые обсудили источники систематических и случайных ошибок в фотографической поверхностной фотометрии. В частности они обратили внимание на влияние PSF (point spread function -- п. 2.2.2) на распределение яркости в центральных областях галактик. К середине тридцатых годов относятся и первые фотоэлектрические наблюдения ближайших галактик, выполненные Стеббинсом и Уитфордом (например, [9]).
Среди других пионеров поверхностной фотометрии можно упомянуть Сейферта [10] (первое количественное изучение распределения цвета в дисках спиральных галактик), Оорта [11] (совместный фотометрический и динамический анализ NGC 3115 и NGC 4494) и, наконец, Паттерсон [12], которая открыла экспоненциальное распределение поверхностной яркости в диске M 33.
Основателем же современной поверхностной фотометрии галактик можно считать Вокулера, которому принадлежат основополагающие методические работы и первое систематическое исследование фотометрических характеристик галактик разных типов (см., например, [13]). Именем Вокулера названа одна из самых знаменитых формул во внегалактической астрономии -- так называемый ''закон Вокулера'', описывающий распределение поверхностной яркости у эллиптических галактик (см. далее п. 4.1).
В России работы в области абсолютной фотометрии галактик начались еще в двадцатых годах прошлого века. В 1929 году появилась работа А.В.Маркова, в которой изучались средние поверхностные яркости ряда галактик [14]. К пионерам отечественной (включая астрономов из бывшего СССР) фотометрии и колориметрии галактик можно также отнести М.П.Леонтовского, М.А.Вашакидзе, В.Г.Фесенкова, Н.Н.Сытинскую, Д.Е.Щеголева, Б.Е.Маркаряна и др.
<< 1.1 Определения и ... | Оглавление | 2. Методика поверхностной фотометрии >>
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 >> |