<< 4. Революция Маттига 1958-1959 годов | Оглавление | 6. Что требуется для надлежащего расчета N(m)? >>

5. Современные кампании по подсчетам

5.1. Пост-Хаббловская эра (1970-1997)

Последней большой программой Хаббла, начатой им за три года до смерти, стал всеобъемлющий план повторения кампании 1934-1936 годов по подсчету N(m) с использованием только что введенного в строй (сентябрь 1948 года) 1.2-метрового телескопа Шмидта Паломарской обсерватории. Широкое поле зрения и превосходное качество изображения этого чудесного телескопа были существенным продвижением вперед по сравнению с подверженными коме и имевшими малое поле использованными в 1934-1936 годах фотопластинками.

Первые снимки по новой программе подсчета галактик были получены весной 1949 года, до того, как стартовал систематический Паломарский Обзор неба. Я, в то время выпускник КалТеха, был послан Гринстейном в обсерваторию Маунт-Вилсон для помощи в этой работе. Я могу лишь предполагать, что выбор меня среди множества других выпускников недавно созданного отделения астрономии КалТеха (1948 год) был мотивирован моим предыдущим опытом работы с фотографическими обзорами, подсчетами звезд, пересчетом величин Избранных Площадок в фотографические и получениями распределений звездных величин из подсчетов в полях с похожим поглощением, полученным в ходе моей студенческой работы в университете Иллинойса по изучению Млечного Пути в области темных облаков Персея и Тельца (результаты этого исследования были затем опубликованы другим, не имевшим отношения к работе).

В этой новой хаббловской программе подсчетов галактик вновь предполагалось использовать методику подсчетов числа объектов до последовательно возрастающих предельных величин на сериях пластинок с различным временем экспозиции с последующим их приведением к звездным величинам путем определения связи предельных величин для звезд и галактик - процедура, аналогичная проводившейся в 1934-1936 годах, но теперь с учетом современной шкалы звездных величин для Избранной Площадки 57 как стандартной последовательности.

Этот проект остался незавершенным по двум основным причинам: 1. Стало ясно, что действительно новое исследование должно быть основано на измерении звездных величин отдельных галактик, а не просто на подсчете их числа до предела пластинки. Соответствующие техники фотометрии звездных полей еще не были развиты в 1950-е годы. 2. Не было найдено решение для проблемы апертурной коррекции с использованием кривых роста для получения либо «полной»звездной величины, либо только поправки (Хамасон и др. 1956, Приложение A). (Соответствующие шаблоны стандартных профилей еще не были измерены в 1950-е годы). Таким образом, эта новая программа подсчетов так и не была начата всерьез после его смерти в 1953 году.

И лишь тридцать лет спустя, в конце 1970 годов развитие двумерных детекторов и компьютерных технологий сделало возможным развитие современных фотометрических методов фотометрии отдельных галактик. В этом разделе я расскажу о результатах двух из многих программ по подсчету галактик с использованием этих новых методик, воплотивших мечты Хаббла 1950 года.

Состояние соотношения «число - звездная величина» к концу периода 1930-1975 годов показано на рисунке 6 (из статьи Сэндидж, Тамманн, Харди 1972), объединяющем данные о больших звездных величинах Хаббла и Майалла (1934) с подсчетами ярких объектов Цвикки до величины B порядка 15.7 и обширные подсчеты на большой площади Шейна и Виртанена (см. Шейн 1975), однако, вновь полученные путем подсчетов до предела пластинки.

Рисунок 6. Сведенные вместе результаты подсчетов чисел N(m) по данным, существовавшим на 1972 год, до начала больших современных наблюдательных программ. Рисунок из статьи Сэндиджа, Тамманна и Харди (1972). См. по этой ссылке обсуждение 1.Северной Галактической Аномалии, вызывающей разрыв на малых звездных величинах, и 2. смысла линии = 1.7 как предсказания для случая гипотетического иерархического распределения в пространстве.

Одной из первых статей новой эры (в которой определялись индивидуальные звездные величины галактик и принималось во внимание различие полных и изофотных звездных величин) стала работа Тайсона и Джарвиса (1979), результаты которой показаны на рисунке 7. Авторы свели вместе свои данные и данные предыдущих подсчетов, получив результат с предельной величиной J(Gunn) = 24. Отклонение кривой от прямой с наклоном 0.6 ясно видна уже в районе J = 17, аналогично изображенному на рисунке 6 и было впервые открыто Хабблом (рисунок 1). Интересно отметить, что поверхностная плотность галактик превышает соответствующую для звезд при J > 22.

Рисунок 7. Ранние результаты больших кампаний по подсчетам в фильтре J с предельной величиной J = 24. Отклонение наклона кривой от закона 0.6, начинающееся на J = 17, согласуется с полученной ранее теоретической кривой, вписанной в данные на рисунке 6. Рисунок взят из работы Тайсона и Джарвиса (1979).

Рисунок 8, взятый из статьи Эллиса (1987), отражает состояние проблемы десять лет спустя. Двумя отличительными особенностями этого графика являются (a) сравнение отдельных точек, взятых из различных обзоров, приведенное для того, чтобы продемонстрировать суммарную точность данных подсчетов порядка 0.2 для , и (b) сравнение отдельных точек с отсчетами, предсказанными по методике Маттига с учетом соответствующих функций распределения для (m, z), функции светимости (M, T), K-поправки K(z, форма спектра) и некоторого предположения о морфологическом составе галактик поля (см. следующий раздел). Превышение числа галактик по сравнению с предсказанным по методике Маттига для случая отсутствия эволюции очевидно. Оно было впервые обнаружено Кроном (1980) и с тех пор четко прослеживается во всех современных обзорах; оно, в частности, составляет одну из главных тем нашего симпозиума.

Рисунок 8. Заключительный рисунок Эллиса, показывающий не только уровень расхождений в кампаниях подсчетов различных современных групп, но также и начало теперь широко известного превышения числа галактик слабее B_J = 20, открытого Кроном (1980), по отношению к «стандартной» модели Маттига при отсутствии эволюции. Звездные величины B_J связаны со стандартными джонсоновскими соотношением J = B-0.1. Рисунок взят из работы Эллиса (1987).

Однако, степень этого превышения зависит от длины волны, что было обнаружено Кроном (1980) из увеличивающегося «посинения» распределения по цветам для объектов слабее b_j = 22. Результаты подсчетов в трех спектральных полосах b_j, r, и K приведены на рисунке 9, взятом из обзора Ку и Крона (1992). Важно здесь то, что подсчеты в полосе K не показывают превышения над предсказанными N(m), тогда как в фильтре b_j это превышение существенно.

Рисунок 9. Сведенные вместе дифференциальные распределения в фильтрах b_J, r, и K из работы Ку и Крон (1992). A(m) - число галактик на квадратный градус и интервал звездных величин в интервале величин от m = 0.5. Для сравнения приведены теоретические кривые Маттига для случая отсутствия эволюции.

Достаточно ясно наличие большого эксцесса для самых слабых галактик в голубом фильтре видно на рисунке 10, взятом из работы Лилли, Коуи и Гарднера (1991). Вновь штриховыми линиями приведены предсказываемые для случая отсутствия эволюции соотношения N(m), вычисленные с учетом всех упомянутых в разделе 6 сложностей для двух различных значений параметра кривизны.

Результаты достаточно глубоких дифференциальных [т.е. A(m)] подсчетов, вновь показывающие сильное превышение числа слабых галактик по сравнению с двумя моделями Маттига для случая отсутствия эволюции. Рисунок взят из работы Лилли, Коуи и Гарднера (1991).

Подобные результаты в фильтрах B и K приведены Эллисом в данном томе; я привожу его график на рисунке 11, добавив линию с наклоном 0.6, соответствующую предположению Хаббла до начала эры Маттига, которая демонстрирует, что наблюдаемые значения подсчетов даже в фильтре B лежат ниже этой прямой, что было открыто еще Хабблом в 1936 году. Однако, отсчеты лежат выше теоретической кривой для случая отсутствия эволюции, особенно в фильтре B.

Рисунок 11. Данные подсчетов Эллиса с линией с наклоном 0.6, добавленной для того, чтобы подчеркнуть, что, несмотря на превышение над предсказываемыми Маттигом для случая отсутствия эволюции N(m), числа галактик все равно лежат ниже принятого Хабблом предположения .

5.2. Сравнение с результатами Хаббла 1936 года

Наконец, интересно сравнить современные подсчеты в фильтре B, результаты которых приведены на рисунках 7 - 11, взятые в среднем, с пятью полученными в 1936 году Хабблом точками соотношения N(m), приведенными на рисунке 1. Результаты сравнения приведены на рисунке 12. Замечательно то, что Хаббл получил практически верный наклон кривой; главное различие состоит главным образом в шкале величин - звездные величины у Хаббла почти на 0.6 величины ярче современных значений для тех же интегральных значений подсчетов. Эффект этот в действительности объясняется просто известными систематическими ошибками в шкале звездных величин каталога Маунт-Вилсон, подобными приведенным на рисунке 3.

Рисунок 12. Сравнение отсчетов Хаббла 1936 года (с рисунка 1) со средними величинами современных подсчетов, обсуждавшихся ранее в тексте.

Отметим, что данные подсчетов на рисунке 12, как хаббловские, так и современные, приведены для наблюдаемых величин (приведенных к «стандартным условиям»). K-поправка для учета эффектов красного смещения не применялась. Следовательно, хотя Хаббл и интерпретировал эти данные как требующие модели вселенной без расширения, эта интерпретация лежит за пределами ошибок измерений данных подсчетов N(m) 1936 года - она требует соответствующего наклона кривой и не связана с ее нуль-пунктом. В предыдущих разделах мы показали причины этой неверной интерпретации Хаббла, основанные на неверности принятой им теории (K-поправка и точные уравнения Маттига для красного смещения, объема и связи m и z). Все ошибки в выводах Хаббла, следовательно, были основаны не на самих данных подсчетов.

---

<< 4. Революция Маттига 1958-1959 годов | Оглавление | 6. Что требуется для надлежащего расчета N(m)? >>

Публикации с ключевыми словами: Космология - история астрономии Публикации со словами: Космология - история астрономии
См. также: Средневековая астрономия из аббатства Мельк Антикитерский механизм Разложение далекого света Формирование галактик в магнитной Вселенной "Эффекты" Зельдовича, запечатлённые на нашем небе Сверхновая 1994D и неожиданная Вселенная Куда смещается красное смещение? Все публикации на ту же тему >>