|
Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес
оригинального документа
: http://sed.sao.ru/~vo/disser/ch4.html
Дата изменения: Tue Dec 23 17:43:27 2008 Дата индексирования: Mon Oct 1 20:35:07 2012 Кодировка: koi8-r Поисковые слова: п п п п п п п п п п п п п п п п п п п п п п п п п п п п п п п п п п п п п п |
gzipped PostScript версия здесь, 2005 г.
| Начало | Введение | Глава 2 | Глава 3 | Глава 4 | Глава 5 | Глава 6 | Библиография | Приложения |
Верходанов О.В.
Специальная Астрофизическая обсерватория
В отличие от квазаров, в радиогалактиках можно детально исследовать звездное население. Как правило, в оптическом и ближнем инфракрасном диапазоне при красных смещениях z<1÷1.5 доминирует спектр звезд, а не газа, и можно пробовать использовать методы звездной эволюции и эволюции синтетических цветов звездного населения для определения ``цветовых'' красных смещений и даже возраста звездного населения. При удаче, в последнем случае можно восстановить момент (по крайней мере последнего) массового звездообразования. Кроме того, мощные галактики с активными ядрами поставляют много ультрафиолетовой радиации во Вселенной и в сочетании с интегральной оптической толщей по рассеянию реликтовых фотонов 3К фона позволяют уточнить момент вторичной ионизации Вселенной.
Глубокие оптические исследования родительских галактик у этого класса радиоисточников затруднены тем, что их пространственная плотность на 5-6 порядков меньше плотности галактик фона, и поэтому они практически отсутствуют в предельно глубоких полях малого размера. Так, в HDF (Hubble Deep Fields) найдена лишь одна далекая радиогалактика (z=4.42) средней мощности. Поэтому выборку полей для таких исследований приходится начинать с предварительной селекции по данным радиоастрономии с учетом всех возможных косвенных критериев. Трудоемкость получения качественного спектроскопического материала по далеким и слабым галактикам и радиогалактикам вынуждает использовать фотометрические оценки красного смещения и других характеристик этих объектов. В отношении мощных радиогалактик такие оценки оказались полезными и ими пользуются широко до сих пор (McCarthy, 1993; Benn et al., 1989; Parijskij et al., 2000b, см. также раздел 4.5). Важным фактом является то, что цвета звездных систем позволяют оценивать и их возраст. Хотя заметим, что возможность использования цветовых данных для популяции мощных радиогалактик требует отдельного обсуждения. Это связано с тем, что влияние ядерной активности в этих объектах на цветовые характеристики недостаточно изучены. На цветовых характеристиках могут сказываться также и очаги ``вторичного'' звездообразования.
В данной главе рассмотрены этапы исследования радиогалактик, связанные с анализом данных фотометрических наблюдений на основе процедур обработки списков объектов, оценки возраста звездного населения и красных смещений на основе эволюционных моделей спектров, статистической обработки полученных данных, по результатам которой можно оценить космологические параметры. Отметим, что, несмотря на то, что в последнее время появились огромные объемы наблюдательного материала в оптическом и инфракрасном диапазонах, большая часть материала остается необработанной. Отбор данных по заданным критериям значительно упрощает селекцию объектов. Одним из таких критериев при исследовании радиогалактик является фотометрическое красное смещение. Оценки красного смещения и возраста галактик могут быть получены по данным многоцветной фотометрии с помощью синтетических моделей спектров путем подгонки эволюционных моделей спектров под наблюдательные данные. С учетом того, что прямые измерения красного смещения спектроскопическими методами требуют чувствительности на 2 величины ниже, чем фотометрические наблюдения, косвенные оценки z являются мощным селекционным фактором при отборе кандидатов для спектроскопических наблюдений.
Особый интерес исследований лежит в области изучения далеких объектов, позволяющих изучать формирование структур Вселенной и эволюцию активных галактических ядер, которые связаны с черными дырами. Например, самая далекая радиогалактика, известная в настоящее время, имеет красное смещение z=5.19 (van Breugel et al., 1999), т.е. объект испустил дошедший до нас свет в то время, когда возраст Вселенной был около 1 млрд. лет. Наличие регистрируемого радиоизлучения говорит о присутствии AGN и, следовательно, гигантской черной дыры в центре звездной системы. Но такая черная дыра не успела бы сформироваться из окружающего вещества за короткий срок существования Вселенной, и таким образом можно привлечь к рассмотрению гипотезы о существовании первичных ЧД, т.е. оставшихся от эпохи Большого Взрыва. Спектроскопия таких объектов довольно трудна. Тем не менее, используя фотометрические данные можно существенно упростить проблему поиска еще на предварительном этапе отбора кандидатов. Такой метод селекции основан на использовании синтетических моделей распределений энергии в спектрах (SED: Spectral Energy Distribution) галактик, зависящих от возраста звездного населения. И в дальнейшем отобранные кандидаты могут быть использованы для спектроскопических наблюдений.
В течение последних пяти лет наиболее интенсивно использовались три модели звездного населения галактик: PEGASE (Projet d'Etude des Galaxies par Synthese Evolutive (Fioc и Rocca-Volmerange, 1997)), Poggianti (1997) и GISSEL (Galaxy Isochrone Synthesis Spectral Evolution Library (Bruzual, Charlot, 1993, 1996)).
В эксперименте ``Большое Трио'' (Parijskij et al., 1996a), описанном во Введении данной работы, также применяется эта техника для поиска далеких объектов из RC-каталога с крутыми спектрами (SS). Фотометрические данные практически всей основной выборки SS объектов типа FRII (Fanaroff and Riley, 1974) из RC-списка были получены на 6-м телескопе САО РАН. Оценки возрастов радиогалактик использовались в дальнейшем для проведения модельно независимых расчетов значения космологического члена.
Чтобы ускорить процедуру оценок возраста (и фотометрического красного смещения), мы разработали систему ``Эволюция радиогалактик'', которая позволяет внешнему пользователю вычислять возраст и фотометрические красные смещения.
В основу создания системы ``Эволюция радиогалактик'' положена идеология работы с крупными архивами данных, которая является оригинальной разработкой и уже использовалась при создании базы данных радиоастрономических каталогов CATS (Verkhodanov et al., 1997a). Но вместо астрофизических каталогов база данных содержит файлы с распределением энергии в спектре галактик.
Система является строго ориентированной на выполнение следующих задач:
Для оценок возрастов и красного смещения галактик мы работали с тремя моделями распределений энергии в спектрах различных типов галактик:
Отличие используемых моделей обусловлено различными начальными параметрами (металличностью, начальной функцией масс, скоростью звездообразования и т.п.) и используемыми инфракрасными и ультрафиолетовыми наблюдательными данными. В связи с тем, что современное развитие и распространение получили 2 модели: PEGASE и GISSEL, общий вычислительный доступ был открыт только к ним.
Эволюционная модель PEGASE (Fioc & Rocca-Volmerange, 1997) используется для галактик Хаббловской последовательности как со звездообразованием, так и эволюционирующих пассивно. Одно из основных достоинств этой модели состоит в расширении к ближнему IR (NIR) диапазону атласа синтетических спектров (Rocca-Volmerange & Guiderdoni, 1988) с пересмотренной звездной библиотекой, включающей параметры холодных звезд. Модель охватывает диапазон от 220Å до 5 микрон. Алгоритм модели, согласно авторам, позволяет отслеживать быстрые эволюционные фазы, такие как красные сверхгиганты или AGB в ближнем IR. Планируется подключение новой версии PEGASE (Le Borgne, Rocca-Volmerange, 2001), использующей модифицированный код и учитывающий взаимодействия облаков и ионизацию вблизи ядра.
Другая широко используемая модель GISSEL'98 (Bolzonella и др., 2000) построена с помощью эволюционных моделей Bruzual & Charlot (1993, 1996). В нашем случае (при исследовании радиогалактик) мы использовали расчеты для эллиптических галактик. Библиотека синтетических спектров эллиптических галактик построена со следующими параметрами звездообразования: простое звездное население, продолжительность процесса вспышечного звездообразования (starburst activity) - 1 млдр. лет, затухание вспышечной активности звездообразования идет по экспоненциальному закону. В модели используется солнечная металличность. Начальная функция масс (IMF) с верхним пределом 125 солнечных масс взята из работы Miller и Scalo (1979). Как показано в работе (Bolzonella et al., 2000), выбор IMF не влияет на точность определения красных смещений. Модельные треки рассчитаны в диапазоне длин волн от 200 до 95800Å.
База данных синтетических спектров SEDs содержит записи спектров в виде табулированных функций зависимости плотности потока от частоты, хранящиеся в двух соответствующих колонках. Эти файлы могут иметь FITS-заголовок, описывающий модель и ее параметры с соответствующими ключевыми словами и их значениями. Используемые наборы эволюционных моделей доступны на сервере http://sed.sao.ru (Verkhodanov et al., 2000e,f).
Для получения оценок мы проходим несколько этапов.
Сначала для выбранной модели производится имитирование процесса наблюдений
в фильтре с помощью сглаживания синтетических спектров по
следующему алгоритму:
где
si - исходный массив модельной кривой синтетического
спектра SED,
Sik - сглаженная k-ым фильтром модельная
кривая SED,
fk(z) - кривая пропускания k-ого фильтра
(см., например, Рис.4.1),
``сжатая'' в (1+z) раз
при ``движении'' вдоль оси длин волн кривой SED,
j=1, n - номер пиксела в кривой
пропускания фильтра. Из сформированных таким образом k кривых SED
строится двумерный массив (λ,тип фильтра) сглаженных спектров
для дальнейших вычислений.
Оценка возрастов и z галактик производится
методом выбора оптимального положения
наблюдательных фотометрических величин галактик на табулированных кривых
SED для разного возраста
звездного населения.
Алгоритм выбора оптимального положения точек
на кривой (Verkhodanov, 1996) позволяет определить максимум функции
правдоподобия
где
max - максимальное значение вычисляемой функции,
а χ2:
где Fobs,k - наблюдаемая звездная
величина в k-ом фильтре,
SEDk(z) - модельная звездная величина
для заданного спектрального
распределения возраста t
в k-ом фильтре на заданном красном смещении z,
r - свободный коэффициент, σk - ошибка измерения.
Красное смещение определяется по величине сдвига на кривых SED
от положения ``rest frame''
наблюдаемых величин.
Пример результатов вычислений возраста и z и построения функции
среза правдоподобия для радиогалактики 4C24.28 в модели PEGASE
приведен на Рис. 4.2.
|
Рис.4.1. Передаточные кривые некоторых фильтров (слева направо): U, B, V, R и I. Рисунок опубликован в работе (Verkhodanov et al., 2000e). |
Наблюдаемые звездные величины могут быть скорректированы за галактическое
поглощение при наличии координат наблюдаемой площадки.
Для учета абсорбции мы используем карты, записанные как
FITS-файлы, из работы Шлегеля и др. (Schlegel et al., 1998).
Преобразование от звездной величины
к плотности потоков производится по стандартной формуле (см. например,
von Hoerner, 1974):
где m - наблюдаемая зв. величина, а
значения постоянной C для различных полос приведены в Таблице 4.1,
в которой также записаны соответствующие используемые параметры фильтров:
полоса и эффективная длина волны.
Таблица 4.1. Поглощение и параметры основных фильтров.
| Тип фильтра | λeff | C |
| Landolt U | 3600 | 3.280 |
| Landolt B | 4400 | 3.620 |
| Landolt V | 5500 | 3.564 |
| Landolt R | 6500 | 3.487 |
| Landolt I | 8000 | 3.388 |
| UKIRT J | 12000 | 3.214 |
| UKIRT H | 16500 | 3.021 |
| UKIRT K | 22000 | 2.815 |
 
|
Рис.4.2. Оценка возраста и красного смещения для радиогалактики 4C24.28 в модели PEGASE. Слева: кривая SED с помеченными крестиками фотометрическими точками. Справа: контуры функции правдоподобия в зависимости красного смещения и логарифма возраста на уровнях 0.6, 0.7, 0.9 и 0.97. Рисунок опубликован в работе (Verkhodanov et al., 1999). |
Действующая система расположена на специально организованным Web-сервере по адресу http://sed.sao.ru (Рис. 4.3, 4.4), объединяющим различные ресурсы, включая специализированные программы для поддержки Интернет-протоколов (FTP, HTTP, e-mail) и разработанное программное обеспечение для взаимодействия с базой данных SEDs. Сервер работает в операционной системе Linux Fedora Core 2.0.
|
Рис. 4.3. Домашняя страница Web-сервера http://sed.sao.ru. Рисунок опубликован в работе (Verkhodanov et al., 2000e). |
|
Рис. 4.4. Web-страница с основным вводом и запрашиваемыми параметрами. Рисунок опубликован в работе (Verkhodanov et al., 2000e). |
Заметим, что фотометрические данные, представленные в Таблице Приложения 11, довольно неоднородные и получены на различных инструментах, с различной апертурой и различными наблюдателями.
Процедура оценки значений красного смещения и возраста включала
Используя описанную в параграфе 4.2.1 процедуру определения параметров, мы находили наиболее подходящую эволюционную кривую SED и связанный с ней возраст звездного населения, а также красное смещение. Моделирование продемонстрировало, что устойчивость определения красного смещения обеспечивается присутствием фотометрических точек инфракрасного диапазона, что позволяет использовать ``скачок'' потока в инфракрасной области спектра и тем самым устойчиво определять максимум функции правдоподобия.
Результаты численных расчетов с заданным красным смещением
приведены в таблице
Приложения 12,
в столбцах которой записаны
(1) имя объекта,
(2) спектроскопическое красное смещение zsp,
(3) возраст, определяемый в моделях PEGASE с красным смещением
zsp,
(4) среднеквадратичное отклонение σd (в Ян)
фотометрических точек от возраста оптимального распределения SED
для модели PEGASE.
Заметим, что для тех случаев, когда не удается найти максимум функции
правдоподобия (например, когда он попадает на границу диапазона возрастов),
значения параметров в таблицах пропущены.
 
|
Рис. 4.5. Объект PKS0011-023. Зависимость ``SED-σd(age)'' для модели PEGASE. Рисунок опубликован в работе (Verkhodanov et al., 1999). |
Кроме независимого сравнения результатов вычислений возрастов для фотометрических и спектральных z известных радиогалактик, мы применили также дополнительные тесты. Правильность оценки возраста (и красного смещения) проверялась на модельных данных, полученных путем сглаживания фильтрами разных кривых SED, т.е. для SED заданного возраста вычислялись точные звездные величины, которые могли бы наблюдаться с ПЗС матрицей для 5 фильтров, и запускался механизм прогонки. Выбирались точки, соответствующие фильтрам VIJHK, на красном смещении z=0.54. Использовалась модель GISSEL с SEDами на 1015 и 5000 млн. лет. Для каждого возраста проводилось по 2 теста: с фиксированным и нефиксированным z=0.54. Из результата прогонки можно сделать вывод: и возраст и красное смещение определяются уверенно, но возможно попадание на соседнюю кривую возраста, что дает точность 200 млн. лет, и при нефиксированном z имеет влияние дискретизация по длине волны λ (ошибка z до 6%) в кривых SED.
 
|
Рис. 4.6. Объект PKS0011-023, модель PEGASE. Справа: SED и фотометрические данные. Слева: контуры функции правдоподобия в зависимости от (z, возраст) по уровням 0.6, 0.7, 0.9 и 0.97. Рисунок опубликован в работе (Verkhodanov et al., 1999). |
|
Рис. 4.7. Гистограмма распределения нормализованных разностей (в процентах) красного смещения (спектроскопического zsp) и красного смещения полученного для моделей PEGASE. Заштрихованные колонки показывают выборку классических объектов типа FRII, отмеченных звездочкой в таблице Приложения 11. Объект 1547+21 является гравитационной линзой, красное смещение для объектов 1108+36 и 1017+37 не согласуется с возможным фотометрическими пределами, поэтому они должны быть исключены из обсуждения; объект 1119+25 является N-галактикой galaxy; радиоисточник 1132+37 имеет GPS-спектр. Рис. опубликован в работе (Verkhodanov et al., 1999). |
Если использовать данные таблицы из Приложения 13 без предварительной селекции (оставляя только одну версию расчета для каж