- Специальность ВАК РФ01.03.02
- Количество страниц 144
1 Методы определения расстояний до галактик.
1.1 Вводные замечания.
12 Фотометрические методы.
1.2.1 Сверхновые и новые звезды.
1.2.2 Голубые и красные сверхгиганты.
1.2.3 Цефеиды.
1.2.4 Красные гиганты.
1.2.5 КЕ Лиры.
1.2.6 Использование функции светимости объектов.
1.2.7 Метод флуктуации поверхностной яркости (8ВР).
1.3 Спектральные методы.
1.3.1 Использование зависимости Хаббла.
1.3.2 Использование зависимости Талли-Фишера (ТР).
1.3.3 Использование зависимости Фабер-Джексона.
1.4 Иные методы.
1.5 Сравнение методов определения расстояний.
2 Ярчайшие звезды в галактиках и их фотометрия.
2.1 Ярчайшие звезды в галактиках.
2.2 Голубые и красные сверхгиганты.
2.2.1 Калибровка метода.
2.2.2 Точность метода ярчайших звезд.
2.2.3 Будуш;ее метода ярчайших звезд.
2.3 Красные гиганты и ТКСВ метод.
2.3.1 Влияние металличности и возраста.
2.3.2 Влияние ярких SG и AGB звезд и плотности звездных полей на точность метода TRGB.
2.4 Фотометрия звезд в галактиках.
2.4.1 Фотографические методы.
2.4.2 Апертурная фотометрия с PCVISTA.
2.4.3 Фотометрия с DAOPHOT.
2.4.4 Особенности фотометрии HST снимков.
2.5 Сравнение точности фотометрии разных методов.
2.5.1 Сравнение фотографической и ПЗС фотометрии.
2.5.2 Сравнение результатов Цейсс-1000 - БТА.
3 Местный комплекс галактик и его пространственное строение.
3.1 Введение.
3.2 Местный комплекс галактик.
3.3 Местная группа галактик.
3.3.1 Галактика ICIO.
3.3.2 Галактика LGS3.
3.3.3 Галактика DDO210.
3.3.4 Новые галактики Местной группы.
3.4 Группа М81 + NGC2403.
3.5 Группа IC342/Maffei.
3.6 Группа М101.
3.7 Облако галактик CVn.
3.8 Распределение галактик в Местном комплексе, анизотропия скоростей.
4 Структура галактик в направление на скопление в
Деве. Определение постоянной Хаббла.
4.1 Введение.
4.2 Структура скопления галактик в Деве.
4.3. Предварительная селекция галактик по параметрам.
4.4 Наблюдения и фотометрия звезд.
4.5 Точность фотометрии и измерения расстояний.
4.6 Пространственное распределение галактик.
4.7 Определение постоянной Хаббла.
4.8 Сравнение результатов.
5 Группа NGC1023.
5.1 Введение.
5.2 Группа NGC1023 и ее состав.
5.3 Наблюдения галактик в группе NGC1023.
5.4 Фотометрия звезд на снимках БТА и HST.
5.5 Определение расстояний до галактик группы.
5.5.1 Определение по ярчайшим сверхгигантам.
5.5.2. Определение расстояний на основе TRGB метода.
5.6 Проблема галактики NGC1023a.
5.7 Распределение расстояний галактик группы.
5.8 Определение постоянной Хаббла в направлении NGC1023.
6 Пространственная структура иррегулярных галактик
6.1 Вводные замечания.
6.2 Спиральные и иррегулярные галактики.
6.2.4 Звездный состав галактик.
6.3 Периферия галактик.
6.3.1 Галактики, видимые "плашмя " и "с ребра ".
6.3.4 Границы галактик.
6.4. Диски из красных гигантов и скрытая масса иррегулярных галактик.
Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Пространственное распределение и структура галактик на основе изучения ярчайших звезд»
Постановка задачи
Исторически сложилось так, что в начале 20-го века буквально взрыв в исследованиях звезд и звездных скоплений как в нашей Галактике, так и в других звездных системах создал ту основу, на которой и появилась собственно внегалактическая астрономия. Появление нового направления в астрономии состоялось благодаря работам Герцшпрунга и Рессела, Дункана и Аббе, Ливитт и Бейли, Шепли и Хаббла, Лундмар-ка и Кертиса, в которых устанавливалось почти современное понимание масштабов Вселенной.
В дальнейшем своем развитии внегалактическая астрономия зашла на такие расстояния, где отдельные звезды уже не были видны, но по-прежнему, астрономы, занимающиеся внегалактическими исследованиями, публиковали большое количество работ, которые так или иначе были связаны со звездной тематикой: с выяснением свети-мостей звезд, построением шкал расстояний, изучением эволюционных стадий тех или иных типов звезд.
Исследования звезд в других галактиках позволяют астрономам решать сразу несколько задач. Во-первых, уточнять шкалу расстояний. Понятно, что не зная точные расстояния мы не знаем и основные параметры галактик - размеры, массы, светимости. Открытие в 1929г. Хабблом зависимости между лучевыми скоростями галактик и расстояниями до них позволяет достаточно быстро определять расстояние до любой галактики на основе простого измерения ее лучевой скорости. Однако мы не можем использовать этот метод, если мы изучаем нехаббловские движения галактик, т.е. движения галактик, связанные не с расширением Вселенной, а с обычными законами гравитации. В этом случае нам нужна оценка расстояния, полученная не на основе измерения скорости, а на основе измерения других параметров. Известно, что галактики на расстояниях до 10 Мпс имеют собственные скорости, которые сравнимы с их скоростью в хаббловском расширении Вселенной. Суммирование двух почти одинаковых векторов скоростей, один из которых имеет случайное направление, приводит к странным и совершенно нереальным результатам, если мы будем использовать зависимость Хаббла при изучении пространственного распределения галактик. Т.е. и в этом случае мы не можем измерять расстояния на основе лучевых скоростей галактик.
Во-вторых, поскольку все галактики состоят из звезд, то изучая распределение и эволюцию звезд какой-либо галактики, мы так или иначе отвечаем на вопрос о морфологии и эволюции самой галактики. Т.е. полученная информация о звездном составе галактики ограничивает разнообразие применяемых моделей по происхождению и эволюции всей звездной системы. Таким образом, если мы хотим узнать происхождение и эволюцию галактик, нам совершенно необходимо изучить звездное население разных типов галактик до максимально глубокого фотометрического предела.
В эпоху фотографической астрономии исследования звездного населения галактик проводились на самых больших телескопах мира. Но все равно даже в такой близкой галактике, как М31, звездное население П типа, т.е. красные гиганты, находилось на пределе фотометрических измерений. Такое техническое ограничение возможностей привело к тому, что звездное население изучалось подробно и глубоко только в галактиках Местной группы, где, к счастью, присутствуют галактики почти всех типов. В 40-е годы Бааде разделил все население галактик на два типа: яркие молодые сверхгиганты (тип I), находяш;иеся в тонком диске, и старые красные гиганты (тип П), занимающие более объемное гало. Позже Бааде и Сэндидж указали на присутствие во всех галактиках Местной группы населения II типа, т.е. старых звезд, которые были хорошо видны на периферии галактик. На снимках более далеких галактик были видны только яркие сверхгиганты, которые Хаббл использовал в свое время для определения расстояний до галактик при вычислении параметра расширения Вселенной.
Технический прогресс 90-х годов в развитии наблюдательных средств привел к тому, что достаточно слабые звезды стали доступны в галактиках и за пределами Местной группы, и появилась возможность реально сравнивать параметры звездного населения многих галактик. В то же время переход на ПЗС матрицы отметился и регрессом в изучении глобальных параметров распределения звездного населения галактик. Стало просто невозможно исследовать галактику размером 30 угловых минут светоприемником размером 3 угловые минуты. И только сейчас появляются ПЗС матрицы, по размерам сравнимые с прежними фотопластинками.
Общая характеристика работы АКТУАЛЬНОСТЬ.
Актуальность работы имеет несколько проявлений:
Теория звездообразования и эволюции галактик, определение начальной функции масс при разнообразных физических условиях, а также этапы эволюции одиночных массивных звезд требуют получения прямых снимков галактик. Только сравнение наблюдений и теории способно дать дальнейшее движение в астрофизике. Нами получен большой наблюдательный материал, который уже дает побочные астрофизические результаты в виде кандидатов в LBV звезды, подтвержденных затем спектрально. Известно, что в данное время на HST ведется программа прямых снимков галактик "на будуш;ее", т.е. эти снимки востребуются только после вспышки в такой галактике сверхновой звезды П типа (сверхгиганта). Имеюш;ийся у нас архив незначительно уступает тому, что создается сейчас на HST.
В настоящее время проблема определения точных растояний до галактик, как далеких так и близких, стала основной в работе больших телескопов. Если для больших расстояний целью такой работы является определение постоянной Хаббла с максимальной точностью, то на малых расстояниях целью является поиск локальных неод-нородностей распределения галактик. А для этого необходимы точные значения расстояний до галактик Местного комплекса. В первом приближении у нас уже получены данные по пространственному распределению галактик. Кроме того, калибровка методов расстояний требует точных значений для тех немногих ключевых галактик, которые являются базовыми.
Только сейчас, после появления современных матриц, стало возможно глубоко изучать звездный состав галактик. Этим сразу открылся путь для воссоздания истории звездообразования галактик. И единственным исходным материалом для этого служат прямые изображения разрешаемых на звезды галактик, сделанные в разных фильтрах.
История исследования слабых структур галактик насчитывает не один десяток лет. Особенно это стало актуально после получения из радионаблюдений протяженных кривых вращения спиральных и иррегулярных галактик. Полученные результаты указывали на существование значительных невидимых масс и поиск оптического проявления этих масс интенсивно ведется во многих обсерваториях. Полученные нами результаты показывают существование вокруг галактик поздних типов протяженных дисков, состоящих из старого звездного населения - красных гигантов. Учет массы этих дисков может ослабить проблему невидимых масс.
ЦЕЛЬ РАБОТЫ.
Целями данной диссертационной работы являются:
1. Получение максимально большего однородного массива снимков галактик северного неба со скоростями менее 500 км/с и определение расстояний до галактик на основе фотометрии их ярчайших звезд.
2. Разрешение на звезды галактик, наблюдаемых в двух противоположных направлениях - в скоплении Девы и в группе N001023. Определение расстояний до названных групп и вычисление, на основе полученных результатов, постоянной Хаббла в двух противоположных направлениях.
3. Изучение звездного состава периферии иррегулярных и спиральных галактик. Определение пространственных форм галактик на больших расстояниях от центра.
НАУЧНАЯ НОВИЗНА.
Для большого количества галактик на б-м телескопе получены глубокие изображения в дв}А цветах, позволившие разрешить галактики на звезды. Проведена фотометрия звезд снимков и построены диаграммы цвет - величина. На основе этих данных определены расстояния для 92 галактик, в том числе и в таких удаленных системах, как скопление в Деве или группа N001023. Для большинства галактик измерения расстояний сделаны впервые.
Измеренные расстояния использованы для определения постоянной Хаббла в двух противоположных направлениях, что позволило оценить градиент скорости между Местной группой и группой N001023, величина которого, как оказалось, мала и не превышает ошибок измерений.
Изучение звездного состава периферии галактик привело к открытию у иррегулярных галактик протяженных толстых дисков, состоящих из старых звезд, красных гигантов. Размеры таких дисков в 2-3 раза превышают видимые размеры галактик по уровню 25"А/П". Найдено, что галактики на основе пространственного распределения красных гигантов имеют четко выраженные границы.
НАУЧНАЯ И ПРАКТИЧЕСКАЯ ЦЕННОСТЬ.
На 6-м телескопе получены многоцветные снимки около 100 разрешаемых на звезды галактик. В этих галактиках измерены цвета и блеск всех видимых звезд. Выделены гипергиганты и сверхгиганты с самой высокой светимостью.
На основании работ, в которых автор принимал самое непосредственное участие, впервые получен большой и однородный массив данных по измерению расстояний для всех галактик северного неба со скоростями меньше, чем 500 км/с. Полученные данные позволяют проводить анализ нехаббловских движений галактик Местного комплекса, что ограничивает выбор модели образования Местного "блина"галактик.
Определен состав и пространственная структура ближайших групп галактик на северном небе. Результаты работ позволяют проводить статистические сравнения параметров групп галактик.
Проведено исследование строения пространства в направлении на скопление галактик в Деве. Найдено несколько сравнительно близких галактик, расположенных между скоплением и Местной группой. Определены расстояния и выделены галактики, принадлежащие самому скоплению, и расположенные в разных частях периферии и центра скопления.
Определено расстояние до скоплений в Деве и Волосах Вероники и вычислена постоянная Хаббла. Измерен блеск ярчайших звезд 10 галактик группы N001023, лежащей на расстоянии 10 Мне. Определены расстояния до галактик и вычислена постоянная Хаббла в этом направлении. Оделан вывод о малом градиенте скорости между Местной группой и группой N001023, что можно объяснить недоминирующей массой скопления галактик в Деве.
НА ЗАЩИТУ ВЫНОСЯТСЯ:
1. Результаты работ по разработке и внедрению методики фотометрии звезд на автоматических микроденситометрах АМД1 и АМД2 ОАО РАН.
2. Вывод калибровочной зависимости метода определения расстояний по голубым и красным сверхгигантам.
3. Результаты фотометрии звезд в 50 галактиках Местного комплекса и определение расстояний до этих галактик.
4. Результаты определения расстояний до 24 галактик в направлении на скопление в Деве. Определение постоянной Хаббла.
5. Результаты определения расстояний до галактик группы NOC1023 и определение постоянной Хаббла в противоположном от скопления в Деве направлении. Вывод о малом градиенте скорости между Местной группой и группой NGO1023.
6. Результаты исследования пространственного распределения звезд поздних типов в иррегулярных галактиках. Открытие протяженных дисков из красных гигантов вокруг иррегулярных галактик.
АПРОБАЦИЯ РАБОТЫ.
Основные результаты, полученные в диссертации, докладывались на семинарах ОАО РАН, ГАИШ, АИ ОПбГУ, а также на конференциях:
Франция, 1993, In ESO/OHP Workshop "Dwarf Galaxies" eds. Meylan G., Prugniel P., Observatoire de Haute-Provence, France, 109.
ЮАР, 1998, in lAU Symp. 192, The Stellar Content of Local Group Galaxies, ed. Whitelock P., and Gannon R., 15.
Финляндия, 2000 "Galaxies in the M81 Group and IC342/Maffei Complex: The Structure and Stellar Populations", ASP Conference Series, 209, 345.
Россия, 2001, Всероссийская Астрономическая конференция, 6-12 августа, Санкт-Петербург. Доклад: "Пространственное распределение звезд поздних типов в иррегулярных галактиках".
Мексика, 2002, Cozumel, 8-12 апреля, "Stars as а Tracer of the Shape of Irregular Galaxies Haloes".
1. Тихонов Н.А., Результаты гиперсенсибилизации в водороде астропленок Каз-НИИ техпроекта, 1984, Сообщ.САО, 40, 81-85.
2. Тихонов Н.А., Фотометрия звезд и галактик на прямых снимках БТА. Ошибки фотометрии АМД-1, 1989, Сообщ.САО, 58, 80-86.
3. Tikhonov N.A., Bilkina B.I., Karachentsev ID., Georgiev Ts.B., Distance of nearby galaxies N00 2366,1С 2574, and NOG 4236 from photographic photometry of their brightest stars, 1991, A&AS, 89, 1-3.
4. Georgiev Ts. В., Tikhonov N.A., Karachentsev ID., Bilkina B.I„ The brightest stars and the distance to the dwarf galaxy HoIX, 1991, A&AS, 89, 529-536.
5. Георгиев Ц.Б., Тихонов Н.А., Караченцев И.Д., Ярчайшие кандидаты в шаровые скопления галактики М81, 1991, Письма в АЖ, 17, 387.
6. Георгиев Ц.Б., Тихонов Н.А., Караченцев И.Д., Оценки В и V величин для кандидатов в шаровые скопления галактики М 81, 1991, Письма в АЖ, 17, nil, 994-998.
7. Tikhonov N.A., Georgiev Т.Е., Bilkina B.I. Stellar photometry on the 6-m telescope plates, 1991, Оообщ.ОАО, 67, 114-118.
8. Karachentsev I.D., Tikhonov N.A., Georgiev Ts.B., Bilkina B.I., Sharina M.E., Distances of nearby galaxies N0 0 1560, NGO 2976 and DDO 165 from their brightest stars, 1991, A&AS, 91, 503-512.
9. Georgiev Ts.B., Tikhonov N.A., Bilkina B.I., The brightest blue and red stars in the galaxy M81, 1992, A&AS, 95, 581-588.
10. Georgiev Ts.B., Tikhonov N.A., Bilkina B.I., The distribution of blue and stars around the M81, A&AS, 96, 569-581.
11. Tikhonov N.A., Karachentsev I.D., Bilkina B.I., Sharina M.E., Distances to three nearby dwarf galaxies from photometry of their brightest stars, 1992, A& A Trans, 1, 269-282.
12. Georgiev Ts.B., Bilkina B.I., Tikhonov N.A., Getov R., Nedialkov P., The precise coordinates of the supergiants and globular cluster candidates of the galaxy M 81, 1993, Bull SAO, 36, 43.
13. Karachentsev I.D., Tikhonov N.A., Photometric distances to the nearby galaxies 10 10, 10 342 and UA 86, visible throught the Milky Way, 1993, A&A, 100, 227-235.
14. Tikhonov N.A., Karachentsev I.D., Photometric distances to five dwarf galaxies in the vicinity of M 81, 1993, A&A, 275, 39.
15. Karachentsev I., Tikhonov N., Sazonova L., The brightest stars in three irregular dwarfs around M 81, 1994, A&AS, 106, 555.
16. Karachentsev I., Tikhonov N., Sazonova L., NGC 1569 and UGCA 92 - a nearby pair of galaxies in the Milky Way zone, 1994, Letters to Soviet AJ, 20, 90.
17. Karachentsev L, Tikhonov N., New photometric distances for dwarf galaxies in the Local Volume, 1994, A&A, 286, 718.
18. Tikhonov N., Karachentsev L, Maffei 2, a nearby galaxy shielded by the Milky Way, 1994, Bull. SAO, 38, 3.
19. Георгиев Ц., Вилкина В., Караченцев И., Тихонов Н. Звездна фотометрия и раз-стояния до близки галактики: Две различии оценки на парамет"ра на Х"бл. 1994, Оборник с доклади ВАН, София, с.49.
20. Tikhonov N., Irregular galaxy Casl - a new member of the Local Group, As-tron.Nachr., 1996, 317, 175-178.
21. Tikhonov N., Sazonova L., A colour - magnitude diagram for Pisces dwarf galaxy, AN, 1996, 317, 179-186.
22. Шарина M.E., Караченцев И.Д., Тихонов H.A., Фотометрическое расстояние до галактики N0 0 6946 и ее спутника, 1996, Письма в АЖ, 23, 430-434.
23. Sharina М.Е., Karachentsev I.D., Tikhonov N.A., Photometric distances to NGC 628 and its four companions, 1996, A&AS, 119, n3. 499-507.
24. Georgiev Ts. В., Tikhonov N.A., Karachentsev I.D., Ivanov V.D. Globular cluster candidates in the galaxies NGC 2366,1С 2574 and NGC 4236, 1996, A&A Trans, 11, 39-46.
25. Tikhonov N.A., Georgiev Ts. В., Karachentsev I.D., Brightest star cluster candidates in eight late-type galaxies of the local complex, 1996, A&A Trans, 11, 47-58.
26. Георгиев Ц.Б., Караченцев И.Д., Тихонов Н.А., Модули расстояния до 13 близких изолированных карликовых галактик, Письма в АЖ, 1997, 23, 586-594.
27. Tikhonov N. А., The deep stellar photometry of the ICIO, 1998, in lAU Symposium 192, ed. P. Whitelock and R. Cannon, 15.
28. Tikhonov N.A., Karachentsev I.D., CCD photometry and distances of six resolved irregular galaxies in Canes Venatici, 1998, A&AS, 128, 325-330.
29. Sharina M. E., Karachentsev I.D., Tikhonov N.A., Distances to Eight Nearby Isolated Low-Luminosity Galaxies, 1999, AstL, 25, 322S.
30. Tikhonov N.A., Karachentsev I. D., Distances to the Two New Companions of M 31, 1999, AstL, 25, 332.
31. Drozdovskii 1.0., Tikhonov N.A., The stellar content and distance to the nearby blue compact dwarf galaxy NGC 6789, 2000, A&AS, 142, 347D.
32. Aparicio A., Tikhonov N.A., Karachentsev I.D., DDO 187: do dwarf galaxies have extended, old halos? 2000, AJ, 119, 177A.
33. Aparicio A., Tikhonov N.A., The spatial and age distribution of stellar population in DDO 190, 2000, AJ, 119, 2183A.
34. Lee M., Aparicio A., Tikhonov N, Byin Y.-I, Kim E., Stellar populations and the Local Group membership of the dwarf galaxy DDO 210, 1999, AJ, 118, 853-861.
35. Tikhonov N.A., Galazutdinova O.A., Drozdovskii I.O., Distances to 24 Galaxies in the Direction of the Virgo Cluster and a Determination of the Hubble Constant, 2000, Afz, 43, 367.
СТРУКТУРА ДИССЕРТАЦИИ
Диссертация состоит из Введения, шести глав, Заключения, списка цитируемой литературы и Приложения.
Заключение диссертации по теме «Астрофизика, радиоастрономия», Тихонов, Николай Александрович
Основные выводы этой главы касаются иррегулярных и в меньшей степени спиральных галактик. Поэтому следует рассмотреть эти типы галактик более подробным образом, сосредоточив основное внимание на различии и сходстве между ними. Мы касаемся в минимальной степени тех параметров галактик, которые никак не проявляются в наших исследованиях.
6.2.1 Вопросы классификации галактик.
Исторически сложилось так, что вся классификация галактик создана на основе снимков, полученных в синих лучах спектра. Естественно, что на этих снимках особо ярко выделяются те объекты, которые имеют голубой цвет, т.е. области звездообразования с яркими молодыми звездами. Такие области образуют в спиральных галактиках эффектно выделяюш;иеся ветви, а в иррегулярных галактиках - разбросанные почти хаотично по телу галактик яркие участки.
Видимое различие в распределении областей звездообразования и стало той начальной границей, которая разделила спиральные и иррегулярные галактики независимо от того, проводится ли классификация по Хабблу, Вокулеру или ван ден Бергу 192,193,194]. В некоторых системах классификации авторы пытались учесть и другие параметры галактик, кроме их внешнего вида , но наиболее распространенной осталась самая простая классификация Хаббла.
Естественно, что суш;ествуют физические причины для различия в распределении областей звездообразования в спиральных и иррегулярных галактиках. В первую очередь это разница в массах и скоростях враш;ения, однако первоначальная классификация исходила только из вида галактик. В то же время граница между этими двумя типами галактик весьма относительна, поскольку многие яркие иррегулярные галактики имеют признаки спиральных ветвей или бароподобной структуры в центре галактики. Большое Магелланово облако, которое служит образцом типичной иррегулярной галактики, обладает баром и слабыми признаками спиральной структуры, характерной для галактик типа Sc. Признаки спиральной структуры иррегулярных галактик особенно заметны в радиодиапазоне при изучении распределения нейтрального водорода. Как правило, вокруг иррегулярной галактики суш;ествует протяженное газовое облако, в котором часто видны признаки спиральных ветвей, (например, у ICIO 196], Holl , IC2574 ).
Следствием такого плавного перехода обш;их свойств от спиральных галактик к иррегулярным является субъективность при морфологических определениях типов галактик разными авторами. Более того, если бы первые фотопластинки были бы чувствительны к инфракрасным лучам, а не к синим, то и классификация галактик была бы иной, поскольку области звездообразования не выделялись бы в галактиках наиболее заметным образом. На таких инфракрасных снимках лучше всего видны те области галактик, где содержится старое звездное население - красные гиганты.
Любая галактика в ИК диапазоне имеет сглаженный вид, без контрастно выделяющихся спиральных ветвей или областей звездообразования, а наиболее ярко проявляются диск и балдж галактики. На снимках в ИК диапазоне Irr галактики видны как дисковые карликовые галактики, ориентированные к нам под разными углами. Это хорошо видно в ИК атласе галактик . Таким образом, если бы классификация галактик изначально проводилась на основе снимков в инфракрасном диапазоне, то и спиральные и иррегулярные галактики попали бы в одну группу дисковых галактик.
6.2.2 Сравнение общих параметров спиральных и иррегулярных галактик.
Непрерывность перехода от спиральных галактик к иррегулярным видна при рассмотрении глобальных параметров у последовательности галактик, т.е от спиральных:Sa Sb Sc к иррегулярным: Sd Sm Im . Все параметры: массы, размеры, содержание водорода указывают на единый класс галактик. Аналогичную непрерывность имеют и фотометрические параметры галактик: светимость и цвет. тиках, мы и не пытались придирчиво выяснять точный тип галактики. Как показал дальнейший опыт, параметры распределения звездного населения в карликовых спиральных и в иррегулярных галактиках примерно одинаковы. Это еш;е раз подчеркивает, что оба типа галактик следует объединять под одним названием - дисковые.
6.2.3 Пространственные формы галактик.
Обратимся к пространственному строению галактик. Уплощенность форм спиральных галактик не требует пояснения. При описании этого типа галактик, на основе фотометрии выделяют обычно балдж и диск галактики. Поскольку протяженные и плоские кривые лучевых скоростей спиральных галактик требуют своего объяснения в виде присутствия значительных масс невидимой материи , то в морфологию галактик часто добавляют и протяженное гало. Попытки найти видимое проявление такого гало делались неоднократно . Причем во многих случаях отсутствие центрального сгущения или балджа у иррегулярных галактик приводит к тому, что на фотометрических разрезах видна только экспоненциальная дисковая составляющая галактики без признаков других составляющих.
Для выяснения форм иррегулярных галактик вдоль оси Z требуются наблюдения галактик, видимых с ребра. Поиск таких галактик по каталогу LEDA при селекции по скорости вращения, отношению осей и размеров привел нас к составлению списка из нескольких десятков галактик, большая часть которых расположена на больших расстояниях. При глубокой поверхностной фотометрии можно выявить существование подсистем низкой поверхностной яркости и измерить их фотометрические характеристики. Низкая яркость подсистемы вовсе не означает ее малое влияние на жизнь галактики, поскольку масса такой подсистемы может быть достаточно большой из-за большого значения M/L.
UGCB760, ВТА. 1800s
20 40 60 во RADIUS (arcsec)
Position (PRCSEC)
Рис. 29: Распределение цвета (У - Я) вдоль большой оси галактики N008760 и ее изофоты до НЕ - 27А5
На рис. 29 представлены полученные нами на ВТА результаты поверхностной фотометрии иррегулярной галактики 11008760. Изофоты этой галактики показывают, что при глубоких фотометрических пределах форма внешних частей галактики близка к овалу. Во-вторых, слабые изофоты галактики продолжаются по большой оси существенно дальше основного тела галактики, где видны яркие звезды и области звездообразования.
Видно продолжение дисковой составляюш;ей за пределы основного тела галактики. Рядом представлено изменение цвета от центра галактики до самых слабых изофот.
Фотометрические измерения показали, что главное тело галактики имеет цвет (У -й) = 0.25, что совершенно типично для иррегулярных галактик. Измерения цвета областей, далеких от основного тела галактики дают значение {V - К) = 1.2. Такой результат означает, что слабые = 27.5""/П") и протяженные (в 3 раза больше, чем размер основного тела) внешние части этой галактики должны состоять из красных звезд. Узнать тип этих звезд не представлялось возможным, так как галактика находится дальше фотометрических пределов ВТА.
После такого результата стало понятно, что нужны исследования близких иррегулярных галактик, чтобы можно было более определенно сказать о звездном составе и о пространственных формах слабых внешних частей галактик.
Рис. 30: Сравнение металличности красных сверхгигантов гигантских (М81) и карликовых галактик (Holl). Положение ветви сверхгигантов весьма чувствительно отзывается на металличность галактики
6.2-4 Звездный состав галактик.
Звездный состав спиральных и иррегулярных галактик совершенно одинаков. На основании одной только диаграммы Г - Р почти невозможно определить тип галактики. Некоторое влияние вносит статистический эффект, в гигантских галактиках рождаются более яркие голубые и красные сверхгиганты. Однако масса галактики все же проявляет себя в параметрах рождающихся звезд. В массивных галактиках все тяжелые элементы, образовавшиеся при эволюции звезд, остаются в пределах галактики, обогащая металлами межзвездную среду. Вследствии этого все последующие поколения звезд в массивных галактиках имеют повышенную металличность. На рис. 30 показано сравнение диаграмм Г - Р массивной (М81) и карликовой (Holl) галактик. Явно видно различное положение ветвей красных сверхгигантов,что является индикатором их метал личности. Для старого звездного населения - красных гигантов - в массивных галактиках наблюдается существование звезд в большом диапазоне метал-личности 210], что сказывается на ширине ветви гигантов. В карликовых галактиках наблюдаются узкие ветви гигантов (рис. 3$) и малые значения металличности . Поверхностная плотность гигантов изменяется по экспоненциальному закону, что соответствует дисковой составляющей (рис. 32). Аналогичное поведение красных гигантов было обнаружено нами и в галактике IC1613.
Рис. 32: Изменение поверхностной плотности красных гигантов в поле F5 галактики ICIO. На границе диска виден скачок плотности гигантов, которая падает за границей диска не до нуля. Подобный эффект наблюдается в спиральной галактике МЗЗ. Масштаб графика в минутах дуги от центра.
Учитывая эти результаты и все сказанное ранее об иррегулярных галактиках, можно было предполагать, что именно старые звезды красные гиганты и образуют протяженную периферию галактик, тем более, что о суш;ествовании красных гигантов на окраинах галактик Местной группы известно со времен В.Вааде. Несколько лет назад в работах Минити и его коллег было объявлено, что они нашли гало из красных гигантов вокруг двух галактик: WLM и NGC3109 , но в публикациях не исследовался вопрос об изменении плотности гигантов с расстоянием от центра и о размерах таких гало.
Для определения закона изменения поверхностной плотности звезд разного типа, в том числе и гигантов, нужны были глубокие наблюдения близких галактик, распо
Рис. 33: Изменение плотности звезд в галактиках ВВ0 187 и ВВ0190 от центра к краю. Заметно, что красные гиганты не достигли своей границы и имеют продолжение за пределами нашего снимка. Масштаб графика в секундах дуги. ложенных плашмя, как это наблюдается у ICIO.
Наши наблюдения на 2.5-м Nordic телескопе галактик DD0187 и DDO 190 подтвердили, что и у этих иррегулярных галактик, видимых плашмя, наблюдается экспоненциальное падение поверхностной плотности красных гигантов от центра к краю галактики. Причем протяженность структуры из красных гигантов намного превосходит размер основного тела каждой галактики (рис. 33). Край этого гало/диска находится за пределами применяемой ПЗС матрицы. Экспоненциальное изменение плотности гигантов было найдено и в других иррегулярных галактиках . Поскольку все исследованные галактики ведут себя одинаковым образом, то можно говорить, как об установленном факте, об экспоненциальном законе изменения плотности старого звездного населения - красных гигантов, что соответствует дисковой составляюш,ей. Однако это еш;е не доказывает суш;ествования дисков.
Подтвердить реальность дисков можно только из наблюдений галактик, видимых с ребра. Наблюдения таких галактик для поиска видимого проявления массивного гало проводились неоднократно с использованием разнообразной аппаратуры и в разных областях спектра . Неоднократно объявлялось об открытии такого гало. Наглядный пример сложности этой задачи прослеживается в публикациях. Несколько независимых исследователей объявили об открытии такого гало вокруг N005007 . Последовавшие затем наблюдения на светосильном телескопе с суммарной экспозицией в 24 часа (!) закрыли вопрос о существовании видимого гало этой галактики.
Среди близких иррегулярных галактик, видимых с ребра, внимание привлекает карлик в Пегасе, неоднократно исследованный . Наблюдения на БТА нескольких полей позволили нам полностью проследить в нем изменение плотности звезд разных типов как вдоль большой, так и вдоль малой оси. Результаты представлены на рис. 34, 35. Они доказывают, что, во-первых, структура из красных гигантов имеет размер в три раза больше, чем основное тело галактики. Во-вторых, форма распределения по оси Ъ близка к овалу или эллипсу. В третьих, не заметно какого-либо гало, состоящего из красных гигантов.
Рис. 34: Границы галактики Pegasus Dwarf на основе изучения красных гигантов. Отмечены расположения снимков БТА.
AGB blue stars Q О О
PegDw ж « «(Ж жоко* 0 0 оооооаооо
200 400 600 majoraxis
Рис. 35: Распределение поверхностной плотности звезд разных типов вдоль большой оси галактики Pegasus Dwarf. Видна граница диска, где происходит резкое падение плотности красных гигантов. о 1
Наши дальнейшие результаты основаны на фотометрии снимков НЗТ, полученных нами из архива свободного доступа. Поиск снятых на НЗТ галактик, разрешаемых на красные гиганты и видимых плашмя и с ребра дал нам около двух десятков кандидатов для изучения. К сожалению, недостаточное для нас поле зрения НЗТ иногда препятствовало целям нашей работы - проследить параметры распределения звезд.
После стандартной фотометрической обработки были построены диаграммы Г - Р для этих галактик и выделены звезды разного типа. Их исследование показало:
1) У галактик видимых плашмя падение поверхностной плотности красных гигантов следует экспоненциальному закону (рис. 36).
-|-1-1-1-Е-1-1-1-1-1-1-1-1--<тГ
PGC39032 / ш "".
15 red giants Z ш
Рис. 36: Экспоненциальное изменение плотности красных гигантов у карликовой галактики РСС39032 от центра до края на основе НЗТ наблюдений
2) Ни у одной галактики, видимой с ребра не наблюдается протяженного, по оси 2, гало из красных гигантов (рис. 37).
3) Форма распределения красных гигантов по оси Ъ имеет вид овала или эллипса (рис. 38).
Учитывая случайность выборки и однообразие полученных результатов по форме распределения гигантов у всех исследованных галактик, можно утверждать, что такой закон распределения красных гигантов имеют большинство галактик. Отклонения от общего правила возможны, например, у взаимодействующих галактик.
Следует отметить, что среди исследованных галактик были как иррегулярные, так и спиральные галактики, не являющиеся гигантскими. Нами не найдено существенных различий между ними в законах распределения красных гигантов по оси 2, за исключением градиента падения плотности гигантов.
6.3.2 Пространственное распределение звезд.
Выделяя на диаграмме Г - Р звезды разных типов, мы можем видеть их распределение на снимке галактики или вычислить параметры их пространственного распределения по телу галактики.
Общеизвестно, что молодое звездное население иррегулярных галактик сосредоточено в областях звездообразования, которые хаотично разбросаны по телу галактики. Однако видимая хаотичность сразу исчезает, если проследить вдоль радиуса галактики изменение поверхностной плотности молодых звезд. На графиках рис. 33 видно, что на общее, близкое к экспоненциальному, распределение накладываются местные флуктуации, связанные с отдельными областями звездообразования.
Для более старого населения - звезд продленной асимптотической ветви гигантов, распределение имеет меньший градиент падения плотности. И самый малый градиент имеет древнее население - красные гиганты. Выло бы интересно проверить эту зависимость для заведомо самого древнего населения - звезд горизонтальной ветви, однако в тех галактиках, где достижимы эти звезды, мы видим их недостаточное количество для статистических исследований. Явно видимая зависимость возраста звезд и параметров пространственной плотности может иметь вполне логичное объяснение: хотя звездообразование наиболее интенсивно происходит вблизи центра галактики, но орбиты звезд со временем приобретают все большие и большие размеры, и за время в несколько млрд. лет звезды могут удалиться на периферию галактик. Трудно пред
Рис. 37: Падение плотности красных гигантов по оси 2 в нескольких галактиках, видимых с ребра
Рис. 38: На изображении видимой почти с ребра карликовой галактики отмечены положения найденых красных гигантов. Общий вид распределения - овал или эллипс ставить, как такой эффект можно проверить в наблюдениях. Вероятно, только моделирование эволюции диска галактики может помочь при реигении подобных гипотез ,.
6.3.3 Структура иррегулярных галактик.
Суммируя сказанное в других разделах можно представить себе строение иррегулярной галактики следующим образом: наиболее протяженную по всем координатам звездную систему образуют красные гиганты. Форма их распределения - толстый диск, имеющий экспоненциальное падение поверхностной плотности гигантов от центра к краю. Толщина диска почти одинакова на всем его протяжении. Более молодые звездные системы имеют вложенные в этот диск свои подсистемы. Чем моложе звездное население, тем тоньше тот диск, который оно образует. И хотя самое молодое звездное население, голубые сверхгиганты, распределено по отдельным хаотичным областям звездообразования, в целом и оно подчиняется общей закономерности. Все вложенные подсистемы не избегают друг друга, т.е. в областях звездообразования могут находиться старые красные гиганты. Для самых карликовых галактик, где одна область звездообразования занимает всю галактику, эта схема весьма условна, но относительные размеры дисков молодого населения и старого выполняются и для таких галактик.
Если же для завершения обзора структуры иррегулярных галактик привлечь и радиоданные, то окажется, что вся звездная система погружена в диск или облако нейтрального водорода. Размеры диска из HI, как это следует из статистики 171 галактики , примерно в 5-6 раз больше, чем видимое тело галактики на уровне Ив = 25"*. Для прямого сравнения размеров водородных дисков и дисков из красных гигантов мы имеем слишком мало данных.
В галактике ICIO размеры обоих дисков примерно равны. Для галактики в Пегасе водородный диск почти в два раза меньше, чем размер диска из красных гигантов. А галактика NGC4449, имеющая один из самых протяженных водородных дисков, вряд ли имеет столь же протяженный диск из красных гигантов. ках подтверждается не только нашими наблюдениями. Мы уже упоминали сообщения Минити и его коллег об открытии гало . Получив изображение только части галактики, они приняли размер толстого диска по оси Ъ за проявление гало, о чем и сообщили, не пытаясь исследовать распределение звезд в этих галактиках по большой оси.
Мы в своих исследованиях не затрагивали гигантские галактики, но если рассмотреть структуру нашей Галактики, то для нее уже существует понятие "толстый диск"для малометалличного старого населения . Что касается термина "гало", то он применим, как нам кажется, к сферическим, но не к уплощенным системам, хотя это дело только терминологии.
6.3.4 Границы галактик.
Вопрос о границах галактик вероятно не исследован еще до конца. Тем не менее наши результаты могут внести определенный вклад в его решение. Обычно считается, что звездная плотность на краях галактик постепенно сходит до нуля и границ галактик, как таковых, просто не существует. Мы измерили поведение самой протяженной подсистемы, состоящей из красных гигантов, вдоль оси Z. В тех галактиках видимых с ребра, данные о которых мы получили при фотометрии снимков, поведение плотности красных гигантов было единообразным: происходило экспоненциальное падение плотности до нуля (рис. 37). Т.е. галактика по оси Z имеет резко выраженный край, и звездное население ее имеет вполне определенную границу, а не сходит постепенно на нет.
Более сложно исследовать поведение звездной плотности вдоль радиуса галактики в том месте, где звезды исчезают. Для галактик, видимых с ребра, размер диска определять более удобно. У галактики в Пегасе вдоль большой оси видно резкое падение численности красных гигантов до нуля (рис. 36). Т.е. галактика имеет вполне резкую границу диска, за которой практически нет красных гигантов. Галактика Ю10, в первом приближении, ведет себя подобным образом. Плотность звезд уменьшается, и на некотором расстоянии от центра галактики наблюдается резкое уменьшение их численности (рис. 33). Однако в данном случае уменьшение не происходит до нуля. Заметно, что красные гиганты существуют и за пределами радиуса скачка их плотности, но за этим пределом они имеют другое пространственное распределение, чем то, которое они имели ближе к центру. Интересно отметить, что в спиральной галактике МЗЗ красные гиганты распределены аналогично . Т.е. экспоненциальное падение плотности, скачок и продолжение за радиусом этого скачка. Было предположение, что это поведение связано с массой галактики (ICIO - самая массивная иррегулярная галактика, после Магеллановых облаков, в Местной группе), но нашлась малая галактика с таким же характером поведения красных гигантов (рис. 37). Неизвестны параметры красных гигантов за пределами радиуса скачка, отличаются ли они по возрасту и ме-талличности? Каков тип пространственного распределения для этих далеких звезд? К сожалению, сегодня мы не можем ответить на эти вопросы. Нужны исследования на больших телескопах с широким полем.
Насколько велика статистика наших исследований, чтобы говорить о существовании толстых дисков у галактик поздних типов, как о распространенном или общем явлении? У всех галактик, которые имели достаточно глубокие изображения, мы выявили протяженные структуры 1Ш1фасньГх гигантовА
Исследовав архив НЗТ мы нашли изображения 16 галактик, видимых с ребра или плашмя, и разрешаемых на красные гиганты. Эти галактики расположены на расстояниях 2-5 Мне. Их список: N002976, ВБ053, 000165, К52, К73, 000190, 000187, иОСА438, Р00481 1 1, Р0С39032, РОС9962, N002366, и0С8320, иОСА442, N00625, N001560.
Экспонециальное падение плотности для галактик плашмя и вид распределения красных гигантов вокруг галактик, видимых с ребра, доказывает, что во всех этих случаях мы видим проявления толстых дисков.
6.4 Диски из красных гигантов и скрытая масса иррегулярных галактик.
Радионаблюдения в Н1 спиральных и карликовых галактик показали малое отличие в поведении кривых вращения галактик. Для обоих типов галактик для объясне
119 ния формы кривых вращения требуется присутствие значительных масс невидимой материи . Могут ли протяженные диски, найденные нами у всех иррегулярных галактик, быть той искомой невидимой материей? Массы самих красных гигантов, которые мы наблюдаем в дисках конечно совершенно недостаточно. Используя наши наблюдения галактики 1С1613 мы определили параметры падения плотности гигантов к краю и вычислили их полное количество и массу во всей галактике. Оказалась, что Mred/Lgal = 0.16. Т.е. учет массы звезд ветви гигантов незначительно увеличивает массу всей галактики. Однако следует помнить, что стадия красного гиганта - сравнительно недолгий этап в жизни звезды. Поэтому следует внести существенные поправки в массу диска, учитывая количество менее массивных звезд и тех звезд, которые уже прошли стадию красного гиганта. Было бы интересно, на основе очень глубоких наблюдений близких галактик проверить населенность ветвей субгигантов и провести вычисления их вклада в обшую массу галактики, но это дело будущего.
Заключение
Подводя итоги работы, остановимся еще раз на основных результатах.
На 6-м телескопе получены глубокие многоцветные снимки около 100 разрешаемых на звезды галактик. Создан архив данных. К этим галактикам можно обращаться при изучении звездного населения, в первую очередь переменных звезд высокой светимости типа LBV. В исследованных галактиках измерены цвета и блеск всех видимых звезд. Выделены гипергиганты и сверхгиганты самой высокой светимости.
Получен большой и однородный массив данных по измерению расстояний для всех галактик северного неба со скоростями меньше чем 500 км/с. Результаты, полученные лично диссертантом весьма значимы среди всего объема данных. Полученные измерения расстояний позволяют проводить анализ нехаббловских движений галактик Местного комплекса, что ограничивает выбор модели образования Местного "бли-на"галактик.
На основании измерений расстояний, определен состав и пространственная структура ближайших групп галактик на северном небе. Результаты работ позволяют проводить статистические сравнения параметров групп галактик.
Проведено исследование распределения галактик в направлении на скопление галактик в Деве. Найдено несколько, сравнительно близких, галактик расположенных между скоплением и Местной группой. Определены расстояния и выделены галактики принадлежащие самому скоплению и расположенные в разных частях периферии и центра скопления.
Определено расстояние до скоплений в Деве, которое получилось равным 17.0 Мпс и Волосах Вероники, равное 90 Мпс. На этой основе вычислена постоянная Хаббла, равная Яо = 77± 7 км/с/Мпс.
На основании фотометрии снимков БТА и HST измерен блеск ярчайших звезд в 10 галактиках группы N001023, лежащей на расстоянии 10 Мпс. Определены расстояния до галактик и вычислена постоянная Хаббла в этом направлении. Сделан вывод о малом градиенте скорости между Местной группой и группой NGC1023, что можно
121 объяснить сравнительно малой массой скопления галактик в Деве по сравнению со всеми галактиками окружения.
На основании исследований пространственных распределений красных гигантов в галактиках поздних типов открыты толстые и протяженные диски из старых звезд. Размеры таких дисков в 2-3 раза больше, чем размеры видимого тела галактики. Найдено, что границы этих дисков имеют довольно резкие края, за пределами которых находится весьма мало звезд.
Несмотря на проведенные масштабные исследования расстояний до галактик северного неба, на будуш;ее осталось вопросов не меньше, чем их было до начала работ. Но вопросы эти уже другого качества, поскольку сейчас, особенно, в связи с работой космических телескопов, появилась возможность делать точные измерения, которые могут изменить наши представления о ближнем космосе. Это касается состава, строения и кинематики близких групп галактик, расстояния до которых интенсивно определяются ТКОВ методом.
Периферия галактик привлекает к себе все большее внимание, особенно из-за поисков темной материи и истории образования и эволюции дисков галактик. Замечательно, что осенью 2002 года в обсерватории Ловелла будет проведено первое совеш;ание по периферии галактик.
Благодарности
За те долгие годы, что выполнялась работа по теме представленной мною диссертации, многие люди, так или иначе, оказывали мне помощь в работе. Я благодарен им за эту поддержку.
Но мне особенно приятно выразить благодарность тем, чью помощь я ощущал постоянно. Без высшей квалификации Коротковой Галины, работа над диссертацией затянулась бы на неимоверно долгий срок. Увлеченность и цепкостьв выполнении работы, которые проявляются у Галазутдиновой Ольги, позволили мне за достаточно короткий срок получить результаты по большому числу объектов в Деве и N001023. Дроздовский Игорь своими небольшими сервисными программами оказывал нам большую помощь при фотометрии десятков тысяч звезд.
Я благодарен Российскому Фонду Фундаментальных Исследований, чьи гранты я получил (95-02-05781, 97-02-17163,00-02-16584), за финансовую поддержку в течение восьми лет, что позволило мне более эффективно проводить исследования.
Список литературы диссертационного исследования доктор физико-математических наук Тихонов, Николай Александрович, 2002 год
1. Hubble Е. 1929 Proc. Nat. Acad. Sci. 15, 168
2. Baade W. 1944 ApJ 100, 137
3. Baade W. 1963 in Evolution of Stars and Galaxies, ed. C.Payne-Gaposchkin, (Cambridge: MIT Press)
4. Sandage A. 1971 in Nuclei of Galaxies, ed. by D.J.K. O"Connel, (Amsterdam, North Holland) 601
5. Jacoby G.H., Branch В., CiarduU R., Davies R.L., Harris W.E., Pierce M.J., Pritchet C.J., Tonry J.L., Weich D.L. 1992 PASP 104, 599.
6. Minkovski R. 1964 Ann. Rev. Astr. Aph. 2, 247.7. де Ягер К. 1984 Звезды наивысшей светимости Мир, Москва.
7. Gibson В.К., Stetson Р.В., Freedman W.L., Mould J.R., Kennicutt R.C., Huchra G.P., Sakai S., Graham J.A., Fassett C.I., Kelson D.D., L.Ferrarese, S.M.G.Hughes, G.D.Illingworth, L.M. Maori, Madore B.F., Sebo K.M., Silbermann N. A. 2000 ApJ 529, 723
8. Zwicky F. 1936 PASP 48, 191
10. Cohen J.G. 1985 ApJ292, 9012. van den Bergh S. 1986, in Galaxy Distances and Deviations from Universal Expansion, ed. by B.F.Madore and R.B.TuUy, NATO ASI Series 80, 41
11. Hubble E. 1936 ApJ 84, 286
12. Sandage A. 1958 ApJ 127, 513
13. Sandage A., Tammann G.A. 1974 ApJ 194, 223 17] de Vaucouleurs G. 1978 ApJ224, 710
14. Humphreys R.M. 1983 ApJ269 , 335
15. Karachentsev I.D., Tikhonov N.A. 1994 A&A 286, 718 20] Madore B., Freedman W. 1991 PASP 103, 93321. Gould A. 1994 AAJ426, 542
16. Feast M. 1998 MNRAS 293L, 27
17. Madore B., Freedman W. 1998 ApJ492, 110
18. Mould J., Kristian J. 1986 ApJ 305, 591
19. Lee M., Freedman W., Madore B. 1993 ApJ417, 533
20. Da Costa G., Armandroff T. 1990 AJlOO, 162
21. Salaris M., Cassisi S. 1997 MNRAS 289, 406
22. Salaris M., Cassisi S. 1998 MNRAS298, 166
23. Bellazzini M., Ferraro F., Pancino E. 2001 ApJ 556, 635
24. Gratton R., Fusi Pecci F., Carretta E., Clementini G., Corsi C, Lattanzi M. 1997 ApJ491, 749
25. Fernley J., Barnes T., Skillen L, Hawley S., Hanley C, Evans D., Solono E., Garrido R. 1998 A&A 330, 515
26. Groenewegen M., Salaris M. 1999 A&A 348L, 3335. Jacoby G. 1980 ApJS 42, 1
27. Bottinelli L., Gouguenheim L., Paturel C., Teerikorpi P., 1991 A&A 252, 550
28. Jacoby G., Ciardullo R. 1999 ApJ 515, 169
29. Harris W. 1991 Ann. Rev. Astr. Ap. 29, 543
30. Harris W. 1996 AJ 112, 1487
31. Blakeslee J., Vazdekis A., Ajhar E., 2001 MNRAS S20, 193
32. Tonry J., Schneider B. 1988 AJ 96, 807
33. Tonry J., Blakeslee J., Ajhar E., Dressier A. 2000 ApJ530, 625
34. Ajhar E., Lauer T., Tonry J., Blakeslee J., Dressier A., Holtzman J., Postman M., 1997 AJ 114 , 626
35. Tonry J., Blakeslee J., Ajhar E., Dressier A. 1997 ApJ475, 399
36. Tully R., Fisher J. 1977 A&A 54, 661
37. Russell D. 2002 ApJ 565, 681
38. Sandage A. 1994 ApJ 430, 13
39. Faber S., Jackson R. 1976 ApJ 204 , 668
40. Faber S., Wegner G., Burstain B., Davies R., Dressier A., Lynden-Bell D., Ter-levich R. 1989 ApJS 69, 763
41. Panagia N., Gilmozzi R., Macchetto F., Adorf H., Kirshner R. 1991 ApJ 380, L23
42. Salaris M., Groenewegen M. 2002 A&A 3 81, 440
43. McHardy J., Stewart G., Edge A., Cooke B., Yamashita K., Hatsukade I. 1990 MNRAS 242, 215
44. Bahle H., Maddox S. Lilje P. 1994 ApJ 435, L79
45. Freedman W., Madore B., Gibson B., Ferrarese L., Kelson B., Sakai S., Mould R., Kennicutt R., Ford H., Graham J., Huchra J., Hughes S., Illingworth G., Macri L., Stetson P. 2001 ApJ553, 47
46. Lee M., Kim M., Sarajedini A., Geisler D., Gieren W. 2002ApJ565 , 959
47. Kim M., Kim E., Lee M., Sarajedini A., Geisler D. 2002 AJ123, 244
48. Maeder A., Conti P. 1994 Ann. Rev. Astron. Astroph. 32, 227
49. Bertelli G., Bessan A., Chiosi C, Fagotto F., Nasi E. 1994 A&A 106, 271
50. Greggio L. 1986 A&A 160, 111
51. Shild H., Maeder A. A&A 127, 238.
52. Linga G. Catalogue of Open Cluster Data, 5th edn, Stellar Data Center, Observatoire de Strasbourg, France.
53. Massey P. 1998 ApJ 501, 153
54. Makarova L. 1999 A&A 139, 491
55. Rozanski R., Rowan-Robinson M. 1994 MNRAS 271, 530
56. Makarova L., Karachentsev I., Takolo L. et al. 1998 A&A 128, 459
57. Crone M., Shulte-Ladbeck R., Hopp U., Greggio L. 2000 545L, 31
58. Tikhonov N., Karachentsev I., Bilkina В., Sharina M. 1992 A&A Trans 1, 269
59. Георгиев Ц, 1996 Докторская диссертация Нижний Архыз, CAO РАН 72] Karachentsev L, Kopylov A., Kopylova F. 1994 Bull. SAO 38, 5
60. Kelson D., lUingworth G. et al. 1996 ApJ 463, 26
61. Saha A., Sandage A., et al. 1996ApJS 107, 693
62. Iben I., Renzini A. 1983 Ann. Rev. Astron. Astroph. 21, 271
63. Холонов П. 1985 Звездные скопления. Мир, Москва
64. Sakai S., Madore В., Freedman W., Laver Т., Ajhar E., Baum W. 1997 ApJ478, 49
65. Aparicio A., Tikhonov N., Karachentsev I. 2000 AJ 119, 177.
66. Aparicio A., Tikhonov N. 2000 AJ 119, 2183
67. Madore В., Freedman W. 1995 AJ 109, 1645
68. Велоросова Т., Мерман., Соснина М. 1975 Изв. РАО 193, 175 82] Тихонов Н. 1983 Сообщ. ОАО 39, 40
69. Ziener R. 1979 Astron. Nachr. 300, 127
70. Tikhonov N., Georgiev Т., Bilkina B. 1991 СообиЛ. CAO 67, 114
71. Karachentsev L, Tikhonov N. 1993 A&A 100, 227 87] Tikhonov N., Karachentsev I. 1993 A&A 275, 39 88] Landolt A. 1992 AJ 104, 340
72. Treffers R.R., Richmond M.W. 1989, PASP 101, 725
73. Georgiev Ts.B. 1990 Astrofiz. Issled. (Izv.SAO) 30, 127
74. Sharina M., Karachentsev I., Tikhonov N. 1996 A&A 119, 499
75. Tikhonov N., Makarova L. 1996 Astr. Nachr. 317, 179
76. Tikhonov N., Karachentsev I. 1998 A&A 128, 325
77. Stetson P. 1993 User"s Manual for ШОРЯОТ Я (Victoria: Dominion Astrophys. Obs.)
78. Дроздовский И. 1999 Кандидатская диссертация СПбГУ, С.Петербург
79. Holtzman J., Burrows С, Casertano S. et al. 1995 PASP 107, 1065 97] Aparicio A., Cepa J., Gallart C. et al. 1995 AJ 110, 212
80. Шарина M., Караченцев И., Тихонов И., Письма в АЖ, 1997 23, 430
81. Abies Н. 1971 Publ.U.S.Naval Obs. 20, part IV, 1
82. Karachentsev I. 1993 Препринт CAO 100, 1
83. Tolstoy E. 2001 Local Group in Microlensing 2000: A New Era of Microlensing Astrophysics, Cape Town, ASP Conf. Ser eds. J.W. Menzies and P.D. Sackett
84. Jacoby G., Lesser M. 1981 Л J 86, 185
85. Hunter D. 2001 ApJ 559, 225
86. Караченцева В. 1976 Сообщ. GAG 18, 42
87. Aparicio A., Gall art K., Bertelli G. 1997 AJ 114, 680112. Lee M. 1995 AJ 110, 1129.
88. Miller В., Dolphin A. et. al. 2001 ApJ 562, 713 114] Fisher J., TuUy R. 1975 A&A 44, 151
89. Greggio L., Marconi G. et al. 1993 AJ 105, 894
90. Lee M., Aparicio A., Tikhonov N. et al. 1999 AJ 118, 853
91. Armandroff T. et al. 1998 AJ 116, 2287
92. Karachentsev L, Karachentseva V. 1998 A&A 127, 409
93. Тихонов H., Караченцев И. 1999 ПАЖ 25, 391
94. Sandage A. 1984 AJ 89, 621
95. Humphreys R., Aaronson M. et al. 1986 AJ 93, 808
96. Georgiev Ts., Bilkina В., Tikhonov N. 1992 A&A 95, 581
97. Georgiev Ts. В., Tikhonov N.A., Karachentsev I.D., Bilkina B.I. 1991 A&AS 89, 529
98. Karachentsev ID., Tikhonov N.A. Georgiev Ts.B., Bilkina B.I. 1991 A&AS 91, 503
99. Freedman W., Hughes S. et al. 1994 ApJ427, 628
100. Sandage A., Tammann G. 1974 ApJ 191, 559 134] Sandage A., Tammann G. 1974 ApJ 191, 603
101. NASA/IP AC Extragalactic Database http://nedwww.ipac.caltech.edu 136] Караченцев И., Тихонов Н., Сазонова Л. 1994 ПАЖ 20, 84
102. Aloisi А., Clampin М., et al. 2001 AJ 121, 1425
103. Luppino G., Tonry J. 1993 ApJ410, 81
104. Tikhonov N., Karachentsev I. 1994 Bull. SAO 38, 32
105. Valtonen M., Byrd G., et al. 1993 AJ 105, 886 141] Zheng J., Valtonen M., Byrd G. 1991 A&A 247 20
106. Karachentsev I., Kopylov A., Kopylova F. 1994 Bnll SAO 38, 5 144] Георгиев Ц., Караченцев И., Тихонов Н. 1997 ЯЛЖ 23, 586
107. Макарова Л., Караченцев И., Георгиев Ц. 1997 ПАЖ 23, 435
108. Makarova L., Karachentsev I., et al. 1998 A&A 133, 181
109. Karachentsev L, Makarov D. 1996 AJ 111, 535
110. Макаров Д. 2001 Кандидатская диссертация
111. Freedman W., Madore В. et al. 1994 Nature 371, 757
112. Ferrarese L., Freedman W. et al. 1996 ApJ4Q4 568
113. Graham J., Ferrarese L. et al. 1999 ApJ51Q, 626 152] Maori L., Huchra J. et al. 1999 ApJ 521, 155
114. Fouque P., Solanes J. et al. 2001 Preprint ESO, 1431
115. BingeUi B. 1993 Halitati onsschrift, Univ. Basel
116. Aaronson M., Huchra J., Mould J. at al. 1982 ApJ 258, 64
117. BingeUi В., Sandage A., Tammann G. 1995 AJ 90, 1681157. Reaves G. 1956 AIJai, 69
118. Tolstoy E., Saha A. et al. 1995 AJ 109, 579
119. Dohm-Palmer R., Skillman E. et al. 1998 A J116, 1227 160] Saha A., Sandage A. et al. 1996ApJS 107, 693
120. Shanks Т., Tanvir N. et al. 1992 MNRAS 256, 29
121. PierceM., McClure R., Racine R. 1992ApJ393 , 523
122. Schoniger F., Sofue Y. 1997 A&A 323, 14
123. Federspiel M., Tammann G., Sandage A. 1998 ApJ495, 115
124. Whitemore В., Sparks W., et al. 1995 ApJ454L, 173 167] Onofrio M., Capaccioli M., et al. 1997 MNRAS 289, 847 168] van den Bergh S. 1996 PASF 108, 1091
125. Ferrarese L., Gibson В., Kelson D. et al. 1999 astroph/9909134
126. Saha A., Sandage A. et al. 2001 ApJ562, 314
127. Тихонов H., Галазутдинова 0., Дроздовский И., 2000 Астрофизика 43,
128. Humason М., Mayall N., Sandage A. 1956 AJ 61, 97173. TuUy R. 1980 ApJ 237, 390
129. TuUy R., Fisher J. 1977 A&A 54, 661
130. Pisano D., Wilcots E. 2000 AJ 120, 763
131. Pisano В., Wilcots E., Elmegreen B. 1998 AJ 115, 975
132. Davies R., Kinman T. 1984 MNRAS 207, 173
133. Capaccioli M., Lorenz H., Afanasjev V. 1986 A&A 169, 54 179] Silbermann N., Harding P., Madore B. et al. 1996 ApJ470, 1180. Pierce M. 1994 ApJ430, 53
134. Holzman J.A. , Hester J.J., Casertano S. et al. 1995 PASP 107, 156
135. CiarduUo R., Jacjby J., Harris W. 1991 ApJ383, 487 183] Ferrarese L., Mould J. et al. 2000 ApJ529, 745
136. Schmidt В., Kitshner R., Eastman R. 1992 ApJ 395, 366
137. Neistein E., Maoz D. 1999 AJ117, 2666186. Arp H. 1966 ApJS 14, 1
138. Elholm T., Lanoix P., Teerikorpi P., Fouque P., Paturel G. 2000 A&A 355, 835
139. Klypin A., Hoffman Y., Kravtsov A. 2002 astro-ph 0107104
140. Gallart C., Aparicio A. et al. 1996 AJ 112, 2596
141. Aparicio A., Gallart C. et al. 1996 Mem.S.A.It 67, 4
142. Holtsman J., Gallagher A. et al. 1999 AJ 118, 2262
143. Sandage A. Hubble Atlas of Galaxies Washington193. de Vaucouleurs G. 1959 Handb. Physik 53, 295194. van den Bergh S. 1960 Publ. Obs. Dunlap 11, 6
144. Morgan W. 1958 PASP 70, 364
145. Wilcots E., Miller B. 1998 AJXIQ, 2363
146. Pushe D., Westphahl D., et al. 1992 A J103, 1841
147. Walter P., Brinks E. 1999 AJ 118, 273
148. Jarrett T. 2000 PASP 112, 1008
149. Roberts M., Hyanes M. 1994 in Dwarf Galaxies ed. by Meylan G. and Prugniel P. 197
150. Bosma A. 1981 R J 86, 1791
151. Skrutskie M. 1987 Ph.D. Cornell University
152. Bergstrom J. 1990 Ph.D. University of Minnesota
153. Heller А., Brosch N., et al. 2000 MNRAS 316, 569
154. Hunter D., 1997 PASP 109, 937
155. Bremens Т., Bingelli B, Prugniel P. 1998 A&AS 129, 313 208] Bremens Т., Bingelli B, Prugniel P. 1998 A&AS 137, 337
156. Paturel P. et al. 1996 Catalog of Principal Galaxies PRC-ROM
157. Harris J., Harris W., Poole 0. 1999 AJ 117, 855
158. Swaters R. 1999 Ph.D. Rijksuniversiteit, Groningen
159. Tikhonov N., 1998 in lAU Symp. 192, The Stellar Content of Local Group Galaxies, ed. Whitelock P., and Cannon R., 15.
160. Minniti D., Zijlstra A. 1997 AJ 114, 147
161. Minniti D., Zijlstra A., Alonso V. 1999 AJ 117, 881
162. Lynds R., Tolstoy E. et al. 1998 AJ 116, 146
163. Drozdovsky I., Schulte-Ladbeck R. et al. 2001 ApJL 551, 135
164. James P., Casali M. 1998 MNRAS 3Q1, 280
165. Lequeux J., Combes F. et al. 1998 A&A 334L, 9
166. Zheng Z., Shang Z. 1999 AJ 117, 2757
167. Aparicio A., Gallart К. 1995 AJ 110, 2105
168. Бизяев Д. 1997 Кандидатская диссертация МГУ, ГАИШ
169. Ferguson А., Clarke С. 2001 MNRAS32b, 781
170. Chiba М., Beers Т. 2000 AJ 119, 2843
171. Cuillandre J., Lequeux J., Loinard L. 1998 in lAU Symp. 192, The Stellar Content of Group Galaxies, ed. Whitelock P., and Cannon R., 27
172. Рис. 1: Снимки галактик в скоплении Девы, полученные нами на БТА. Для выделения структуры галактик проведена медианная фильтрация изображений143
173. Рис. 3: Снимки галактик в группе КСС1023, полученные на БТА и Н8Т (окончание)
Обратите внимание, представленные выше научные тексты размещены для ознакомления и получены посредством распознавания оригинальных текстов диссертаций (OCR). В связи с чем, в них могут содержаться ошибки, связанные с несовершенством алгоритмов распознавания. В PDF файлах диссертаций и авторефератов, которые мы доставляем, подобных ошибок нет.
Как же распределены галактики в пространстве?
Оказалось, что это распределение крайне неравномерное. Большая часть их входит в состав скоплений. Скопления галактик столь же разнообразны по своим свойствам, как и сами галактики. Чтобы навести в их описании хоть какой-нибудь порядок, астрономы придумали несколько их классификаций. Как всегда в подобных случаях, ни одна классификация не может считаться полной. Для наших целей достаточно сказать, что скопления можно разделить на два типа - правильные и неправильные.
Правильные скопления часто огромны по своей массе. Они обладают сферической формой и в них входят десятки тысяч галактик. Как правило, все эти галактики эллиптические или линзообразные. В центре находятся одна или две гигантские эллиптические галактики. Ближайшее к нам правильное скопление находится в направлении созвездия Волосы Вероники на расстоянии около трехсот миллионов световых лет и имеет в поперечнике более десяти миллионов световых лет. Галактики в этом скоплении движутся друг относительно друга со скоростями около тысячи километров в секунду.
Гораздо более скромны по массам неправильные скопления. Число галактик, в них входящих, в десятки раз меньше, чем в правильных скоплениях, и это галактики всех типов. Форма их неправильная, имеются отдельные сгущения галактик внутри скопления.
Неправильные скопления могут быть и совсем маленькими, вплоть до мелких групп, состоящих из нескольких галактик.
В последнее время исследованиями эстонских астрофизиков Я. Эйнасто, А. Саара, М. Йыэвээра и других, американских специалистов П. Пиблса, О. Грегори, Л. Томпсона показано, что самые крупномасштабные неоднородности в распределении галактик носят “ячеистый” характер. В “стенках ячеек” много галактик, их скоплений, а внутри - пустота. Размеры ячеек около 300 миллионов световых лет, толщина стенок 10 миллионов световых лет. Большие скопкения галактик находятся в узлах этой ячеистой структуры. Отдельные фрагменты ячеистой
структуры я называют сверхскоплениями. Сверхскопления часто имеют сильно вытянутую форму наподобие нитей или лапши. А еще дальше?
Вот тут мы сталкиваемся с новым обстоятельством. До сих пор мы встречались со все более сложными системами: маленькие системы образовывали большую систему, эти большие системы, в свою очередь, объединялись в еще большую и так далее. То есть Вселенная напоминала русскую матрешку. Маленькая матрешка находится внутри большой, та внутри еще большей. Оказалось, что во Вселенной есть наибольшая матрешка! Крупномасштабная структура в виде “лапши” и “ячеек” не собирается уже в более крупные системы, а равномерно в среднем заполняет пространство Вселенной. Вселенная в самых больших масштабах (более трехсот миллионов световых лет) оказывается одинакова по своим свойствам - однородна. Это очень важное свойство и одна из загадок Вселенной. Почему-то в сравнительно мелких масштабах есть огромные сгустки вещества - небесные тела, их системы, все более сложные, вплоть до сверхскоплений галактик, а в очень больших масштабах структурность исчезает. Подобно песку на пляже. Глядя вблизи, мы видим отдельные песчинки, глядя с большого расстояния и охватывая взглядом значительную площадь, видим однородную массу песка.
То, что Вселенная однородна , удалось проследить вплоть до расстояний в десять миллиардов световых лет !
К решению загадки однородности мы еще вернемся, а пока обратимся к вопросу, который, наверно, возник у читателя. Как удается измерить столь огромные расстояния до галактик и их систем, уверенно говорить об их массах, о скоростях движения галактик?
Новиков И.Д.
где H ¾ постоянная Хаббла. В соотношении (6.12) V выражено в км/с , а r ¾ в Мпс .
Этот закон получил название закона Хаббла . Постоянная Хаббла в настоящее время принимается равной H = 72 км/(с∙Мпк ).
Закон Хаббла позволяет говорить о том, что Вселенная расширяется . Однако это вовсе не означает, что наша Галактика является центром, от которого и идет расширение. В любой точке Вселенной наблюдатель увидит ту же самую картину: все галактики имеют красное смещение, пропорциональное расстоянию до них. Поэтому иногда говорят, что расширяется само пространство. Это, естественно, следует понимать условно: галактики, звезды, планеты и мы с вами не расширяемся.
Зная величину красного смещения , например, для какой-нибудь галактики, мы можем с большой точностью определить расстояние до нее, используя соотношение для эффекта Доплера (6.3) и закон Хаббла. Но для z ³ 0,1 обычная формула Доплера уже неприменима. В таких случаях пользуются формулой из специальной теории относительности:
| . | (6.13) |
Галактики очень редко бывают одиночными. Обычно галактики встречаются небольшими группами, содержащими по десятку членов, часто объединяющимися в обширные скопления сотен и тысяч галактик. Наша Галактика входит в состав так называемой Местной группы , включающей в себя три гигантские спиральные галактики (наша Галактика, туманность Андромеды и галактика в созвездии Треугольника), а также несколько десятков карликовых эллиптических и неправильных галактик, крупнейшими из которых явля ктик составляют несколько мегапарсеков. Они делятся на иррегулярные и регулярные скопления. Иррегулярные скопления не обладают правильной формой и имеют нерезкие очертания. Галактики ются Магеллановы Облака.
В среднем размеры скоплений гала в них весьма слабо концентрируются к центру. Примером гигантского рассеянного скопления может служить ближайшее к нам скопление галактик в созвездии Девы. На небе оно занимает примерно 120 кв. градусов и содержит несколько тысяч преимущественно спиральных галактик. Расстояние до центра этого скопления составляет около 15 Мпс.
Регулярные скопления галактик более компактны и симметричны. Их члены заметно концентрируются к центру. Примером сферического скопления является скопление галактик в созвездии Волос Вероники, содержащее очень много эллиптических и линзовидных галактик. В нем содержатся около 30 000 галактик ярче 19 фотографической звездной величины. Расстояние до центра скопления составляет около 100 Мпс.
Со многими скоплениями, содержащими большое число галактик, связаны мощные протяженные источники рентгеновского излучения.
Есть основания полагать, что скопления галактик в свою очередь также распределены неравномерно. Согласно некоторым исследованиям, окружающие нас скопления и группы галактик образуют грандиозную систему - Сверхгалактику или Местное сверхскопление. Отдельные галактики при этом, по-видимому, концентрируются к некоторой плоскости, которую можно называть экваториальной плоскостью Сверхгалактики. Только что рассмотренное скопление галактик в созвездии Девы находится в центре такой гигантской системы. Скопление в Волосах Вероники является центром другого, соседнего сверхскопления.
Наблюдаемую часть Вселенной обычно называют Метагалактикой . Метагалактику составляют различные наблюдаемые структурные элементы: галактики, звезды, сверхновые, квазары и т.д. Размеры Метагалактики ограничены нашими возможностями наблюдений и в настоящее время приняты равными 10 26 м. Ясно, что понятие размеров Вселенной весьма условно: реальная Вселенная безгранична и нигде не кончается.
Многолетние исследования Метагалактики выявили два основных свойства, составляющие основной космологический постулат :
1. Метагалактика однородна и изотропна в больших объемах.
2. Метагалактика не стационарна.
Обычно галактики встречаются небольшими группами, содержащими по десятку членов, часто объединяющимися в обширные скопления сотен и тысяч галактик. Наша Галактика входит в состав так называемой Местной группы, включающей в себя три гигантские спиральные галактики (наша Галактика, туманность Андромеды и туманность в созвездии Треугольника), а также более 15 карликовых эллиптических и неправильных галактик, крупнейшими из которых являются Магеллановы Облака. В среднем размеры скоплений галактик составляют около 3 Мпс. В отдельных случаях диаметр их может превышать 10-20 Мпс. Они делятся на рассеянные (неправильные) и сферические (правильные) скопления. Рассеянные скопления не обладают правильной формой и имеют нерезкие очертания. Галактики в них весьма слабо концентрируются к центру. Примером гигантского рассеянного скопления может служить ближайшее к нам скопление галактик в созвездии Девы. На небе оно занимает примерно 120 кв. градусов и содержит несколько тысяч преимущественно спиральных галактик. Расстояние до центра этого скопления составляет около 11 Мпс. Сферические скопления галактик более компактны, чем рассеянные, и обладают сферической симметрией. Их члены заметно концентрируются к центру. Примером сферического скопления является скопление галактик в созвездии Волос Вероники, содержащее очень много эллиптических и линзообразных галактик (рис. 242). Его диаметр составляет почти 12 градусов. В нем содержатся около 30 000 галактик ярче 19 фотографической звездной величины. Расстояние до центра скопления составляет около 70 Мпс. С многими богатыми скоплениями галактик связаны мощные протяженные источники рентгеновского излучения, природа которого, скорее всего, связана с наличием горячего межгалактического газа, подобного коронам отдельных галактик.
Есть основания полагать, что скопления галактик в свою очередь также распределены неравномерно. Согласно некоторым исследованиям, окружающие нас скопления и группы галактик образуют грандиозную систему - Сверхгалактику. Отдельные галактики при этом, по-видимому, концентрируются к некоторой плоскости, которую можно называть экваториальной плоскостью Сверхгалактики. Только что рассмотренное скопление галактик в созвездии Девы находится в центре такой гигантской системы. Масса нашей Сверхгалактики должна составлять около1015 масс Солнца, а ее диаметр порядка 50 Мпс. Однако реальность существования подобных скоплений галактик второго порядка в настоящее время остается спорной. Если они и существуют, то лишь как слабо выраженная неоднородность распределения галактик во Вселенной, так как расстояния между ними немногим могут превышать их размеры. Об эволюции галактик Соотношение общего количества звездного и межзвездного вещества в Галактике со временем изменяется, поскольку из межзвездной диффузной материи образуются звезды, а они в конце своего эволюционного пути возвращают в межзвездное пространство только часть вещества; некоторая его часть остается в белых карликах. Таким образом, количество межзвездного вещества в нашей Галактике должно со временем убывать. То же самое должно происходить и в других галактиках. Перерабатываясь в звездных недрах, вещество Галактики постепенно изменяет химический состав, обогащаясь гелием и тяжелыми элементами. Предполагается, что Галактика образовалась из газового облака, которое состояло главным образом из водорода. Возможно даже, что, кроме водорода, оно никаких других элементов и не содержало. Гелий и тяжелые элементы образовались в таком случае в результате термоядерных реакций внутри звезд. Образование тяжелых элементов начинается с тройной гелиевой реакции ЗНе4 ® C 12, затем С12 соединяется с a-частицами, протонами и нейтронами, продукты этих реакций подвергаются дальнейшим преобразованиям, и так появляются все более и более сложные ядра. Однако образование самых тяжелых ядер, таких как уран и торий, постепенным наращиванием объяснить нельзя. При этом неизбежно пришлось бы пройти через стадию неустойчивых радиоактивных изотопов, которые распадутся быстрее, чем успеют захватить следующий нуклон. Поэтому предполагается, что самые тяжелые элементы, стоящие в конце менделеевской таблицы, образуются при вспышках сверхновых звезд. Вспышка сверхновой представляет собой результат быстрого сжатия звезды. При этом температура катастрофически возрастает, в сжимающейся атмосфере идут цепные термоядерные реакции и возникают мощные потоки нейтронов. Интенсивность нейтронных потоков может быть столь велика, что промежуточные неустойчивые ядра не успевают разрушиться. Прежде чем это произойдет, они захватывают новые нейтроны и становятся устойчивыми. Как уже упоминалось, содержание тяжелых элементов в звездах сферической составляющей много меньше, чем в звездах плоской подсистемы. Это объясняется, по-видимому, тем, что звезды сферической составляющей образовались в самой начальной стадии эволюции Галактики, когда межзвездный газ был еще беден тяжелыми элементами. В то время межзвездный газ представлял собой почти сферическое облако, концентрация которого увеличивалась к центру. Такое же распределение сохранили и звезды сферической составляющей, образовавшиеся в эту эпоху. В результате столкновений облаков межзвездного газа их скорость постепенно уменьшалась, кинетическая энергия переходила в тепловую и менялась общая форма и размеры газового облака. Расчеты показывают, что в случае быстрого вращения такое облако должно было принять форму сплющенного диска, что мы и наблюдаем в нашей Галактике. Звезды, образовавшиеся в более позднее время, образуют поэтому плоскую подсистему. К тому времени, как межзвездный газ сформировался в плоский диск, он прошел переработку в звездных недрах, содержание тяжелых элементов значительно увеличилось и звезды плоской составляющей поэтому тоже богаты тяжелыми элементами. Часто звезды плоской составляющей называют звездами второго поколения, а звезды сферической составляющей - звездами первого поколения, чтобы подчеркнуть тот факт, что звезды плоской составляющей образовались из вещества, уже побывавшего в звездных недрах. Аналогичным образом протекает, вероятно, эволюция и других спиральных галактик. Форма спиральных рукавов, в которых сосредоточен межзвездный газ, по-видимому, определяется направлением силовых линий общего галактического магнитного поля. Упругость магнитного поля, к которому "приклеен" межзвездный газ, ограничивает уплощение газового диска. Если бы на межзвездный газ действовала только сила тяжести, его сжатие продолжалось бы неограниченно. При этом вследствие большой плотности он быстро сконденсировался бы в звезды и практически исчез бы. Есть основания полагать, что скорость образования звезд приблизительно пропорциональна квадрату плотности межзвездного газа.
Если галактика вращается медленно, то межзвездный газ собирается под действием силы тяжести в центре. По-видимому, в таких галактиках магнитное поле слабее и меньше препятствует сжатию межзвездного газа, чем в быстро вращающихся. Большая плотность межзвездного газа в центральной области приводит к тому, что он быстро расходуется, превращаясь в звезды. В результате медленно вращающиеся галактики должны иметь приблизительно сферическую форму с резким увеличением звездной плотности в центре. Мы знаем, что как раз такие характеристики имеют эллиптические галактики. По-видимому, причина их отличия от спиральных заключается в более медленном вращении. Из сказанного выше понятно также, почему в эллиптических галактиках мало звезд ранних классов и мало межзвездного газа.
Таким образом, эволюцию галактик можно проследить начиная со стадии газового облака приблизительно сферической формы. Облако состоит из водорода, оно неоднородно. Отдельные сгустки газа, двигаясь, сталкиваются друг с другом, - потеря кинетической энергии приводит к сжатию облака. Если оно вращается быстро, получается спиральная галактика, если медленно - эллиптическая. Естественно задать вопрос, почему вещество во Вселенной разбилось на отдельные газовые облака, ставшие потом галактиками, почему мы наблюдаем разлет этих галактик, в какой форме находилась материя во Вселенной до того, как образовались галактики.
Наш беглый обзор мы начнем с краткого обсуждения современного состояния Вселенной (точнее, наблюдаемой ее части).
1.2.1. Однородность и изотропия
На больших масштабах видимая часть современной Вселенной однородна и изотропна. Размеры самых больших структур во Вселенной - сверхскоплений галактик и гигантских «пустот» (voids) - достигают десятков мегапарсеков). Области Вселенной размером 100 Мпк и более выглядят все одинаково (однородность), при этом выделенных направлений во Вселенной нет (изотропия). Эти факты сегодня надёжно установлены в результате глубоких обзоров, в которых наблюдались сотни тысяч галактик.
Сверхскоплений известно более 20. Местная группа входит в состав сверхскопления с центром в скоплении Девы. Размер сверхскопления около 40 Мпк, и помимо скопления Девы в него входят скопления из созвездий Гидра и Центавр. Эти наиболее крупные структуры уже очень «рыхлые»: плотность галактик в них всего в 2 раза превышает среднюю. До центра следующего сверхскопления, расположенного в созвездии Волосы Вероники, около сотни мегапарсеков.
В настоящее время ведётся работа по составлению наиболее крупного каталога галактик и квазаров - каталога SDSS (Sloan Digital Sky Survey). В его основе лежат данные, полученные с помощью 2,5-метрового телескопа, способного одновременно в 5 частотных диапазонах (длины волн света $\lambda = 3800-9200 A$, область видимого диапазона) измерять спектры 640 объектов. На этом телескопе предполагалось измерить положение и светимость более двухсот миллионов астрономических объектов и определить расстояния до более $10^6$ галактик и более $10^5$ квазаров. Полная зона наблюдения составила почти четверть небесной сферы. На сегодняшний день обработана большая часть экспериментальных данных, что позволило определить спектры около 675 тыс. галактик и более 90 тыс. квазаров. Результаты проиллюстрированы на рис. 1.1, где приведены ранние данные SDSS: положения 40 тыс. галактик и 4 тыс. квазаров, обнаруженных на участке небесной сферы площадью 500 квадратных градусов. Хорошо различимы скопления галактик и пустоты, изотропия и однородность Вселенной начинают проявляться на масштабах порядка 100 Мпк и больше. Цвет точки определяет тип объекта. Доминирование того или иного типа обусловлено, вообще говоря, процессами образования и эволюции структур - это асимметрия временная, а не пространственная.
Действительно, с расстояния 1,5 Гпк, на которое приходится максимум в распределении ярких красных эллиптических галактик (красные точки на рис. 1.1), свет летел до Земли около 5 миллиардов лет. Тогда Вселенная была другой (например, Солнечной системы еше не было).
Эта временная эволюция становится заметной на больших пространственных масштабах. Еще одной причиной выбора объектов наблюдения является наличие у регистрирующих приборов порога чувствительности: на больших расстояниях регистрируются только яркие объекты, а самыми яркими постоянно излучающими свет объектами во Вселенной являются квазары.
Рис. 1.1. Пространственное распределение галактик и квазаров по данным SDSS . Зелеными точками отмечены все галактики (в данном телесном угле) с яркостью, превышающей некоторую. Красные точки указывают галактики наибольшей светимости из удалённых скоплений, образующие довольно однородную популяцию; в сопутствующей системе отсчёта их спектр смещён в красную область по сравнению с обычными галактиками. Голубые и синие точки показывают расположение обычных квазаров. Параметр h примерно равен 0,7
1.2.1. Расширение
Вселенная расширяется: галактики удаляются друг от друга (Разумеется, это не относится к галактикам, находящимся в одном скоплении и гравитационно связанным друг с другом; речь идет о галактиках, достаточно удаленных друг от друга). Образно говоря, пространство, оставаясь однородным и изотропным, растягивается, в результате чего все расстояния увеличиваются.
Для описания этого расширения вводят понятие масштабного фактора $a(t)$, который увеличивается с течением времени. Расстояние между двумя удаленными объектами во Вселенной пропорционально $a(t)$, а плотность частиц убывает как $^{-3}$. Темп расширения Вселенной, т.е. относительное увеличение расстояний в единицу времени, характеризуется параметром Хаббла $$ H(t)=\frac{\dot{a}(t)}{a(t)} $$
Параметр Хаббла зависит от времени; для его современного значения применяем, как обычно, обозначение $H_0$.
Из-за расширения Вселенной увеличивается и длина волны фотона, испущенного в далёком прошлом. Как и все расстояния, длина волны растёт пропорционально $a(t).$ В результате фотон испытывает красное смещение. Количественно красное смещение z связано с отношением длин волн фотона в момент испускания и в момент поглощения $$ \frac{\lambda_{abs}}{\lambda_{em}}=1+z,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\, (1.3) $$ где $_{abs}$ -- поглощение, $_{em}$ -- испускание.
Разумеется, это отношение зависит от того, когда фотон был испущен (считая, что поглощается он на Земле сегодня), т.е. от расстояния между источником и Землей. Красное смещение - непосредственно измеряемая величина: длина волны в момент излучения определяется физикой процесса (например, это длина волны фотона, испускаемого при переходе атома водорода из первого возбуждённого состояния в основное), а $\lambda_{abs}$ прямо измеряется. Таким образом, идентифицировав набор линий испускания (или поглощения) и определив, насколько они смещены в красную область спектра, можно измерить красное смещение источника.
Реально идентификация осуществляется сразу по нескольким линиям, наиболее характерным для объектов того или иного типа (см. рис. 1.2). Если в спектре найдены линии поглощения (провалы, как в спектрах на рис. 1.2), это означает, что объект, у которого определяется красное смещение, расположен между источником излучения (например, квазаром) и наблюдателем (Фотоны вполне определённых частот испытывают резонансное поглощение на атомах и ионах (с последующим изотропным переизлучением), что и приводит к провалам в спектре интенсивности излучения в направлении на наблюдателя). Если же в спектре обнаружены линии излучения (пики в спектре), то объект сам является излучателем.
Рис. 1.2. Линии поглощения в спектрах далеких галактик . На верхней диаграмме приведены результаты измерений дифференциального потока энергии от далекой (z = 2,0841) галактики. Вертикальные линии указывают расположение атомных линий поглощения, идентификация которых позволила определить красное смещение галактики. В спектрах более близких галактик эти линий лучше различимы. Диаграмма со спектрами таких галактик, уже приведёнными в сопутствующую систему отсчёта с учётом красного смещения, представлена на нижнем рисунке
Для $z\ll 1$ справедлив закон Хаббла $$ z=H_0 r,\,\,\, z\ll 1, \,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\, (1.4) $$ где $r$ - расстояние до источника, a $H_0$ - современное значение параметра Хаббла. При больших z зависимость расстояния от красного смещения усложняется, что будет подробно обсуждаться.
Определение абсолютных расстояний до удалённых источников - весьма непростое дело. Один из методов состоит в измерении потока фотонов от удалённого объекта, чья светимость заранее известна. Такие объекты в астрономии иногда называют стандартными свечами .
Систематические ошибки в определении $H_0$ не очень хорошо известны и, по-видимому, довольно велики. Достаточно отметить, что величина этой постоянной, определённая самим Хабблом в 1929 году, составляла 550 км/(с · Мпк). Современные методы измерения параметра Хаббла дают $$ H_0=73_{-3}^{+4}\frac{km}{c\cdot Mpc}. \,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\, (1.5) $$
Проясним смысл традиционной единицы измерения параметра Хаббла, фигурирующей в (1.5). Наивная интерпретация закона Хаббла (1.4) состоит в том, что красное смещение обусловлено радиальным движением галактик от Земли со скоростями, пропорциональными расстояниям до галактик, $$ v=H_0r,\,\,\, v\ll 1, \,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\, (1.6) $$
Тогда красное смещение (1.4) интерпретируется как продольный эффект Допплера (при $v\ll c$, т. е. $v\ll 1$ в естественных единицах, допплеровское смещение $z=v$). В связи с этим параметру Хаббла $H_0$ приписывают размерность [скорость/расстояние]. Подчеркнём, что интерпретация космологического красного смещения в терминах эффекта Допплера необязательна, а в ряде случаев неадекватна. Наиболее правильно использовать соотношение (1.4) в том виде, в каком оно написано. Величину $H_0$ традиционно параметризуют следующим образом: $$ H_0=h\cdot 100\frac{km}{c\cdot Mpc}, $$ где h - безразмерная величина порядка единицы (см. (1.5)), $$ h=0.73_{-0.03}^{+0.04} $$ Мы будем пользоваться значением $h = 0.7$ в дальнейших оценках.
Рис. 1.3. Диаграмма Хаббла, построенная по наблюдению удаленных цефеид . Сплошной линией показан закон Хаббла с параметром $H_0$ = 75 км/(с · Мпк), определенным в результате этих наблюдений. Пунктирные линии отвечают экспериментальным погрешностям в величине постоянной Хаббла
Для измерения параметра Хаббла в качестве стандартных свеч традиционно используют цефеиды - переменные звезды, чья переменность связана известным образом со светимостью. Связь эту можно выявить, изучая цефеиды в каких-нибудь компактных звездных образованиях, например, в Магеллановых Облаках. Поскольку расстояния до всех цефеид внутри одного компактного образования с хорошей степенью точности можно считать одинаковыми, отношение наблюдаемых яркостей таких объектов в точности равно отношению их светимостей. Период пульсаций цефеид может составлять от суток до нескольких десятков суток, за это время светимость изменяется в несколько раз. В результате наблюдений была построена зависимость светимости от периода пульсаций: чем ярче звезда, тем больше период пульсаций.
Цефеиды - гиганты и сверхгиганты, поэтому их удается наблюдать далеко за пределами Галактики. Изучив спектр удаленных цефеид, находят красное смещение по формуле (1.3), а исследуя временную эволюцию, определяют период пульсаций светимости. Затем, используя известную зависимость переменности от светимости, определяют абсолютную светимость объекта и далее вычисляют расстояние до объекта, после чего по формуле (1.4) получают значение параметра Хаббла. На рис. 1.3 приведена полученная таким образом диафамма Хаббла - зависимость красного смещения от расстояния.
Помимо цефеид, имеются и другие яркие объекты, используемые в качестве стандартных свеч, например сверхновые типа 1а.
1.2.3. Время жизни Вселенной и размер ее наблюдаемой части
Параметр Хаббла в действительности имеет размерность $$, поэтому современная Вселенная характеризуется временным масштабом $$ H_0^{-1}=\frac 1h\cdot \frac{1}{100}\frac{km}{c\cdot Mpc}=\frac 1h\cdot 3\cdot 10^{17}c=\frac 1h\cdot 10^{10}\approx 1.4\cdot 10^{10} yr. $$ и космологическим масштабом расстояний $$ H_0^{-1}=\frac 1h\cdot 3000 Mpc \approx 4.3\cdot 10^3 Mpc. $$
Грубо говоря, размер Вселенной увеличится вдвое за время порядка 10 млрд лет; галактики, находящиеся от нас на расстоянии порядка 3000 Мпк, удаляются от нас со скоростями, сравнимыми со скоростью света. Мы увидим, что время $H_0^{-1}$ по порядку величины совпадает с возрастом Вселенной, а расстояние $H_0^{-1}$ - с размером видимой части Вселенной. Мы будем уточнять представления о возрасте Вселенной и размере ее видимой части в дальнейшем. Здесь отметим, что прямолинейная экстраполяция эволюции Вселенной в прошлое (согласно уравнениям классической общей теории относительности) приводит к представлению о моменте Большого взрыва, с которого началась классическая космологическая эволюция; тогда время жизни Вселенной - это время, прошедшее с момента Большого взрыва, а размер видимой части (размер горизонта) - это расстояние, которое проходят с момента Большого взрыва сигналы, движущиеся со скоростью света. При этом размер всей Вселенной значительно превышает размер горизонта; в классической общей теории относительности пространственный размер Вселенной может быть и бесконечным.
Независимо от космологических данных, имеются наблюдательные ограничения снизу на возраст Вселенной $t_0$. Различные независимые методы приводят к близким ограничениям на уровне $t_0\gtrsim 14$ млрд лет $=1.4\cdot 10^{10}$.
Один из методов, с помощью которых получено последнее ограничение, состоит в измерении распределения белых карликов по светимости. Белые карлики - компактные звезды большой плотности с массами, примерно совпадающими с массой Солнца, - постепенно тускнеют в результате охлаждения посредством излучения. В Галактике встречаются белые карлики самых разных светимостей, однако начиная с некоторой низкой светимости число белых карликов резко падает, и это падение не связано с чувствительностью аппаратуры наблюдения. Объяснение состоит в том, что даже самые старые белые карлики еще не смогли настолько охладиться, чтобы стать такими тусклыми. Время охлаждения можно определить, изучая баланс энергии при охлаждении звезды. Это время охлаждения - возраст старейших белых карликов - является ограничением снизу на время жизни Галактики, а значит, и всей Вселенной.
Среди других методов отметим изучение распространённости радиоактивных элементов в земной коре и в составе метеоритов, сравнение эволюционной кривой звезд главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга- Рассела («светимость - температура» или «яркость - цвет») с распространенностью старейших звезд в обедненных металлами шаровых скоплениях звезд (Шаровые скопления - внутригалактические структуры диаметром около 30 пк, включающие сотни тысяч и даже миллионы звезд. Термин «металлы» в астрофизике относится ко всем элементам тяжелее гелия. ), изучение состояния релаксационных процессов в звездных скоплениях, измерение распространенности горячего газа в скоплениях галактик.
1.2.4. Пространственная плоскостность
Однородность и изотропия Вселенной не означают, вообще говоря, что в фиксированный момент времени трёхмерное пространство представляет из себя 3-плоскость (трёхмерное евклидово пространство), т. е. что Вселенная имеет нулевую пространственную кривизну. Наряду с 3-плоскостью, однородными и изотропными являются 3-сфера (положительная пространственная кривизна) и 3-гиперболоид (отрицательная кривизна). Фундаментальным результатом наблюдений последних лет стало установление того факта, что пространственная кривизна Вселенной если и отлична от нуля, то мала. Мы будем неоднократно возвращаться к этому утверждению, как для того, чтобы сформулировать его на количественном уровне, так и для того, чтобы изложить, какие именно данные свидетельствуют о пространственной плоскостности Вселенной. Здесь достаточно сказать, что этот результат получен из измерений анизотропии реликтового излучения и на качественном уровне сводится к тому, что радиус пространственной кривизны Вселенной заметно больше размера ее наблюдаемой части, т.е. заметно больше $H_0^{-1}$.
Отметим также, что данные по анизотропии реликтового излучения согласуются и с предположением о тривиальной пространственной топологии. Так, в случае компактного трёхмерного многообразия с характерным размером порядка хаббловского на небесной сфере наблюдались бы круги со схожей картиной анизотропии реликтового излучения - пересечения сферы последнего рассеяния фотонов, оставшихся после рекомбинации (образования атомов водорода), с образами этой сферы, получившимися в результате действия группы движения многообразия. Если бы пространство имело, например, топологию тора, то на небесной сфере наблюдалась бы пара таких кругов в диаметрально противоположных направлениях. Таких свойств реликтовое излучение не обнаруживает .
1.2.5. «Теплая» Вселенная
Современная Вселенная заполнена газом невзаимодействующих фотонов - реликтовым излучением, предсказанным теорией Большого взрыва и обнаруженным экспериментально в 1964 году. Плотность числа реликтовых фотонов составляет примерно 400 штук на кубический сантиметр. Распределение фотонов по энергиям имеет тепловой планковский спектр (рис. 1.4), характеризуемый температурой $$ T_0=2.725 \pm 0.001 K \,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\, (1.7) $$ (согласно анализу ). Температура фотонов, приходящих с разных направлений на небесной сфере, одинакова на уровне примерно $10^{-4}$; это - еще одно свидетельство однородности и изотропии Вселенной.
Рис. 1.4. Измерения спектра реликтового излучения. Компиляция данных выполнена в . Пунктирной кривой показан планковский спектр (спектр «черного тела»). Недавний анализ дает значение температуры (1.7), а не T = 2,726 К, как на рисунке
Рис. 1.5. Данные WMAP : угловая анизотропия реликтового излучения, т. е. зависимость температуры фотонов от направления их прихода. Средняя температура фотонов и дипольная компонента (1.8) вычтены; изображенные вариации температуры находятся на уровне $\delta T \sim 100\mu K$ $\delta T/T_0\sim 10^{-4}-10^{-5}$
В то же время, экспериментально установлено, что эта температура все же зависит от направления на небесной сфере. Угловая анизотропия температуры реликтовых фотонов на данный момент хорошо измерена (см. рис. 1.5) и составляет, грубо говоря, величину порядка $\delta T/T_0\sim 10^{-4}-10^{-5}$. Тот факт, что спектр является планковским во всех направлениях, контролируется проведением измерений на разных частотах.
Мы будем неоднократно возвращаться к анизотропии (и поляризации) реликтового излучения, поскольку, с одной стороны, она несёт ценнейшую информацию о ранней и современной Вселенной, а с другой стороны, ее измерение возможно с высокой точностью.
Отметим, что наличие реликтового излучения позволяет ввести во Вселенной выделенную систему отсчёта: это та система отсчёта, в которой газ реликтовых фотонов покоится. Солнечная система движется относительно реликтового излучения в направлении созвездия Гидры. Скорость этого движения определяет величину дипольной компоненты анизотропии $$ \delta T_{dipol}=3.346 mK \,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\, (1.8) $$
Современная Вселенная прозрачна для реликтовых фотонов (В действительности «прозрачности» разных частей Вселенной различаются. Например, горячий газ ($T\sim 10$ кэВ) в скоплениях галактик рассеивает реликтовые фотоны, которые приобретают при этом дополнительную энергию. Этот процесс приводит к «подогреву» реликтовых фотонов - эффекту Зельдовича-Сюняева. Величина этого эффекта невелика, но вполне заметна при современных методах наблюдений. ): сегодня их длина свободного пробега велика по сравнению с размером горизонта $H_0^{-1}$. Это не всегда было так: в ранней Вселенной фотоны интенсивно взаимодействовали с веществом.
Поскольку температура реликтового излучения $T$ зависит от направления $\vec{n}$ на небесной сфере, то для изучения этой зависимости удобно использовать разложение по сферическим функциям (гармоникам) $Y_{lm}(\textbf{n})$, образующим полный набор базисных функций на сфере. Под флуктуацией температуры $\delta T$ в направлении $\vec{n}$ понимают разность $$ \delta T(\textbf{n})\equiv T(\textbf{n}) -T_0-\delta T_{dipol}=\sum_{l,m}a_{l,m}Y_{l,m}(\textbf{n}), $$ где для коэффициентов $a_{l,m}$ выполняется соотношение $a^*_{l,m}=(-1)^m a_{l,-m}$, являющееся необходимым следствием вещественности температуры. Угловые моменты $l$ соответствуют флуктуациям с типичным угловым масштабом $\pi /l$. Существующие наблюдения позволяют изучать различные угловые масштабы, от самых крупных до масштабов меньше 0,1° ($l\sim 1000$, см. рис. 1.6).
Рис. 1.6. Результаты измерений угловой анизотропии реликтового излучения различными экспериментами . Теоретическая кривая получена в рамках модели $\Lambda$CDM.
Наблюдательные данные согласуются с тем, что флуктуации температуры $\delta T(\textbf{n})$ представляют собой случайное гауссово поле, т.е. коэффициенты $a_{l,m}$ статистически независимы для различных $l$ и $m$, $$ \langle a_{l,m} a_{l",m"}^*\rangle = C_{lm}\cdot \delta_{ll"}\delta_{mm"}, \,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\, (1.9) $$ где под угловыми скобками подразумевается усреднение по ансамблю вселенных, подобных нашей. Коэффициенты $C_{lm}$ в изотропной Вселенной не зависят от m, $C_{lm}=C_{l}$, и определяют корреляцию между флуктуациями температуры в разных направлениях: $$ \langle \delta T(\textbf{n}_1)\delta T(\textbf{n}_2) \rangle = \sum_l \frac{2l+1}{4\pi}C_lP_l(\cos\theta), $$ где $P_l$ - полиномы Лежандра, зависящие только от угла $\theta$ между векторами $\textbf{n}_1$ и $\textbf{n}_2$. В частности, для среднеквадратичной флуктуации получаем: $$ \langle \delta T^2\rangle = \sum_l \frac{2l+1}{4\pi}C_l\approx \int \frac{l(l+1)}{2\pi}C_ld\ln l. $$
Таким образом, величина $\frac{l(l+1)}{2\pi}C_l$ характеризует суммарный вклад угловых моментов одного порядка. Результаты измерения именно этой величины приведены на рис. 1.6.
Важно отметить, что измерение угловой анизотропии реликтового излучения даёт не одно экспериментально измеренное число, а целый набор данных, т. е. значения $C_l$ при различных $l$. Этот набор определяется целым рядом параметров ранней и современной Вселенной, поэтому его измерение даёт много космологической информации.