Астронет > 1. Введение

Астронет: В. П. Решетников/СПбГУ Поверхностная фотометрия галактик
http://variable-stars.ru/db/msg/1166765/node3.html

Поверхностная фотометрия галактик

<< Титульный лист | Оглавление | 1.2 Ранняя история ... >>

1. Введение

Разделы

1.1 Определения и стандартные обозначения

Целью поверхностной фотометрии является измерение распределения яркости по поверхности протяженного объекта (галактики, туманности, HII области и т.д.). Если изучается только распределение яркости без привязки к каким-либо абсолютным стандартам, то это называется относительной фотометрией. Абсолютная поверхностная фотометрия ставит своей задачей найти яркость, выраженную в некоторой абсолютной системе единиц.

Яркость объекта в данном направлении определяется как энергия, излучаемая в единицу времени внутри единичного телесного угла элементом поверхности, проекция которого на перпендикулярную выбранному направлению плоскость имеет единичную площадь. Для протяженных объектов определяемую таким образом яркость часто называют поверхностной яркостью. Будем обозначать ее в дальнейшем буквой . При исследовании конкретных галактик систему отсчета удобно выбирать так, чтобы ядро галактики совпадало с началом отсчета. Тогда распределение поверхностной яркости галактики является функцией двух переменных -- $I(r,\phi)$ , где -- это расстояние от центра галактики, а угол $\phi$ отсчитывается от какого-либо фиксированного направления (например, от направления большой оси галактики), или , где и -- прямоугольные координаты.

Во внегалактической астрономии поверхностная яркость обычно измеряется видимой звездной величиной поверхности площадью в 1 кв. сек. дуги. Яркость, выраженная в таких единицах, как правило обозначается греческой буквой $\mu$ . Согласно определению шкалы звездных величин, связь $\mu$ и дается просто как $\mu\,=\,-2.5\,$ lg $I\,+\,$ const.

Поверхностную яркость в астрономии также часто измеряют в светимостях Солнца ( $L_{\odot}$ ) с площади в 1 квадратный парсек (пк). Выражаемая таким образом яркость связана с $\mu$ следующим соотношением:

$\begin{displaymath} I(L_{\odot}/\mbox{пк}^2)~=~(206265)^2 \cdot 10^{0.4(M_{\odot}-\mu-5)} = 4.255~10^8 \cdot 10^{0.4(M_{\odot}-\mu)}, \end{displaymath}$

(1)

где $M_{\odot}$ -- абсолютная звездная величина Солнца в соответствующей цветовой полосе. В фильтре

( $M_{\odot}^B$ =+5.48) это соотношение можно переписать так: $\mu(B)\,=\,27.05\,-\,{\rm lg}I(B).$ Характерное значение поверхностной яркости, до которого без специальных ухищрений прослеживаются галактики, в цветовой полосе

составляет $\mu(B)\sim27^m$ /кв. сек. дуги или $\sim$ 1 $L_{\odot}^B$ /пк

. (В дальнейшем всегда будет предполагаться, что поверхностная яркость, обозначаемая буквой $\mu$ , выражена в звездных величинах с кв. сек. дуги.)

В стационарном плоском пространстве поверхностная яркость не зависит от расстояния до галактики. В расширяющейся Вселенной $I\propto(1+z)^{-4}$ , где -- красное смещение объекта (см. п. 9.2).

<< Титульный лист | Оглавление | 1.2 Ранняя история ... >>