Содержание к диссертации
Введение
ГЛАВА I. Аппаратура.наблюдения.методика отбора и классификации обьектов.результаты низкодисперсионной спектроскопии 10
1 .Телескопы, аппаратура 10
2.Методика наблюдений 19
3. Методика отбора и классификации объектов 30
4.Результаты низкодисперсионной спектроскопии 43
ГЛАВА II. Квазизвездные, голубые звездные объекты, слабые галактики с УФ континуумом и другие объекты 51
1.Квазизвездные и голубые звездные объекты 51
2. Слабые галактики с УФ континуумом 66
3.Сейфертовские и звездообразные галактики 78
ГЛАВА III. Эмиссионные галактики 85
1.Распределение эмиссионных галактик по звездным величинам, цветам и светимостям 85
2. Пространственное распределение эмиссионных галактик 92
3.Эмиссионные галактики в скоплении А634 100
ГЛАВА ІV. Сравнение и обсуждение полученных результатов 112
1.Сравнение результатов первого и второго обзоров .112
2. Сравнение результатов второго и других обзоров .125
Заключение 137
Литература 143
Приложение 158
- Методика отбора и классификации объектов
- Слабые галактики с УФ континуумом
- Пространственное распределение эмиссионных галактик
- Сравнение результатов второго и других обзоров
Методика отбора и классификации объектов
Решение поставленной наблюдательной задачи - распространение низкодисперсионных спектральных исследований на возможно более слабые объекты - привело нас к использованию новых эмульсий и усовершенствованию методики наблюдений.
Второй обзор, в отличие от первого, проводится на предварительно очувствленных в атмосфере чистого азота эмульсиях типа "Кодак" ШаЗ и IIIaF , первая из которых охватывает спектральный диапазон А 3600-5350, вторая АА 3600-6850.Эти эмульсии обладают высоким контрастом, мелким зерном и хорошим спектральным диапазоном для исследования галактик.Однако, низкая чувствительность этих эмульсий приводит к очень длительным временам экспозиций, и выигрыш, получаемый при их прямом применении, практически не может быть реализован.Поэтому нами в БАО в 1975г. была собрана специальная установка для очувствления астрономических эмульсий с целью сокращения времен экспозиций.Первоначальный вариант установки состоял из сушильного шкафа типа "СН0Л", дъюара с жидким азотом и специально изготовленной под формат 160x160 мм камеры для фотопластинок.Азот в течении всего времени прогрева с определенной скоростью протекает через камеру, заряженную пластинками.Вскоре выяснилось, что сушильные шкафы целям гиперсенсибилизации удовлетворяют лишь в первом приближении.Для достижения более однородных и эффективных результатов нами, совместно с А.Аствацатуряном, в 1977 г. была изготовлена оригинальная установка для гиперсенсибилизации (в дальнейшем - ГС) астрономических фотоэмульсий. На основе проведенных с ноября 1975 г. экспериментов (проведено несколько сот экспериментов), в основном на 40-52" телескопе системы Шмидта Бюраканской обсерватории, составлены таблицы режимов прогрева астрономических эмульсий, которыми мы руководствуемся для подбора того или иного режима ГС.В частности, в табл.5 приведены режимы и результаты ГС для эмульсии "Кодак" Ша5 .В табл.5 слева приведена температура прогрева в градусах, сверху - длительность прогрева в часах.В столбцах таблицы, в верхней строке, приведен выигрыш по чувствительности, в нижней - соответствующая ей плотность вуали.Более подробные данные о методике ГС можно найти в работе автора (Степанян, 1984 в).
Таким образом, нам удалось сильно повысить чувствительность используемых пластинок (2-5 раз) и подобрать необходимые для наблюдений оптимальные времена экспозиций.
Основой второго обзора является наблюдательный материал, полученный с помощью полутораградусной призмы без светофильтров на очувствленной в азоте эмульсии "Кодак" ШаО .При этом для звезд и конденсированных объектов достигается предельная звездная величина 19.5Ж за время экспозиции около 30 минут.
Но, имея только низкодисперсионные снимки, полученные с помощью полутораградусной призмы на эмульсии "Кодак" ШаЛ , можно отбирать лишь объекты с УФ континуумом и объекты, показывающие эмиссионные линии в диапазоне длин волн А А 3600-5350.При этом не используется красно-желтая часть спектра, вследствие чего заметно снижается эффективность поисков далёких пекулярных объектов.Поэтому для повышения эффективности обзора возникла необходимость получения низкодисперсионных снимков и в некоторых других важных областях спектра.Набор шоттовских фильтров в ж)Здесь и далее речь идёт о звездных величинах в В-цвете. сочетании с трёх- и четырёхградусными призмами и соответствующими эмульсиями позволяет выделять для исследований различные спектральные участки.Из возможных вариантов при выборе необходимых спектральных участков основное внимание уделялось достижению максимального спектрального разрешения и предельной величины.Исходя из необходимости получения возможно большей предельной величины и спектрального разрешения в красной области, мы использовали эмульсию "Кодак" Шар , очувствленную в азоте, с шоттовским светофильтром RG2 в сочетании с четырёхградусной призмой.В этом случае выделяется спектральный диапазон Л X6300-6850.При этом, за время экспонирования около двух--трёх часов достигается предельная звездная величина 19.5 с дисперсией у Н - 1097 А/мм и спектральным разрешением около 40 А (35 мкм).
Однако для реализации спектрального разрешения, даваемого призмой и эмульсией "Кодак" IIIaF в красной области, мы встретились с рядом трудностей.Так как оптика телескопа рассчитана и отъюстирована на голубую область, в красной области из-за остаточных аббераций он строит изображения довольно плохо.При хороших изображениях на эмульсии "Кодак" ШаО в фокусе телескопа получается предельная толщина "нитки" спектра, равная 25 мкм (диаметр предельных звезд на прямых снимках).Однако в красной области при тех же условиях размер изображения на эмульсии "Кодак" IIIaF доходит до 40-50 мкм, что приводит к падению разрешения в полтора-два раза и заметному падению предельной величины. Диафрагмируя телескоп, можно уменьшить влияние остаточных аббераций, повысить спектральное разрешение и, тем самым, проницающую силу телескопа.Сильно диафрагмировать телескоп нельзя, так как возрастает влияние центрального экранирования, падает светосила, что ведет к очень большим временам экспозиций, во время которых дифференциальная рефракция вновь приводит к размыванию изображений до размеров 40-50 мкм.Поэтому целесообразно идти на компромисс.Необходимость компромисса следует также из того, что значительное очувствление эмульсии "Кодак" IIIaF для получения максимального выигрыша по чувствительности приводит к крупномасштабным неоднородностям по поверхности пластинки, росту вуали и падению контраста.Полезное время экспонирования на данном телескопе, задаваемое оптимально очувствленной эмульсией, накладывает ограничения на входную диафрагму и соответствующее этой диафрагме спектральное разрешение.
Слабые галактики с УФ континуумом
Отбор эмиссионных галактик без заметного УФ континуума во втором Бюраканском обзоре проводится только по наличию на низкодисперсионных спектрах эмиссионных линий в красной и (или) синей областях спектра.Эти галактики отличаются от галактик с УФ континуумом (также являющихся эмиссионными) не только тем, что лишены заметного УФ излучения, но также по составу и интенсивности эмиссионных линий, и, возможно, по ряду других характеристик.Рассмотрим пока выборки обоих подклассов вместе. Исследуемая ниже выборка состоит из 234 эмиссионных галактик, для 162 из которых получены щелевые спектры на б - м телескопе САО АН СССР (за исключением спектров восьми галактик Маркаряна, полученных на других телескопах) с дисперсией 90 А/мм в диапазоне длин волн А Л 5700-7500, а иногда и в диапазоне А А 3600--5400 и спектральным разрешением 8 А.Из них 156 являются эмиссионными, а шесть объектов - В 0941+550, 0942+541, 0946+547 В, 0950+541, 0955+538 и 1000+535 - показали в своих спектрах лишь абсорбционные линии Н и К Call.Поверхностная плотность получается равной 4.5Ж галактик на квадратный градус до 18.5 звездной величины. Распределение по видимым величинам, цветам и светимостям. Видимые фотографические звёздные величины эмиссионных галактик ж)Исключены II галактик с тв 18.5 и шесть галактик с абсорбционными линиями. находятся в промежутке (имеется одна галактика II.8 и три 19.5).Звёздные величины подавляющего большинства галактик ярче I5V7 взяты из каталогов Цвикки (I96I-I968). Интегральное распределение эмиссионных галактик по видимым звёздным величинам с учётом галактического поглощения (&W(mg) ) представлено на рис.17, там же приведена гистограмма ( Н(П) ) ) распределения.Видно, что максимум распределения приходится на 18 звёздную величину. Как уже было отмечено, отбор галактик по голубому цвету приводит к более высоким относительным количествам галактик с эмиссионными линиями, чем в случайной выборке.Имеются основания полагать, что цвет галактики в какой-то мере связан с присутствием в ней эмиссионных линийж.Представляет определенный интерес вопрос о том, какова эта связь. Рассмотрим распределение цветов и светимостей эмиссионных галактик нашей выборки и интервалы светимостей в зависимости от цвета галактик. Из анализа данных, приведенных в приложении, видно, что интенсивности эмиссионных линий, определенные по щелевым и низкодисперсионным спектрам, хорошо коррелируют друг с другом, что и следовало ожидать.В спектрах подавляющего большинства галактик эмиссия в линии Н сопровождается эмиссией в линиях [Nff] А А 6583/48 или [$П ] А А 6717/31. Две трети всех обнаруженных эмиссионных галактик являются ж)0 преимущественно голубом цвете эмиссионных галактик отмечено также Дорошенко и Теребижем (1975). голубыми и лишь одна треть красными .Среди объектов, для которых получены щелевые спектры - 78% являются голубыми и лишь ZZ% - красными. На рис.18 показано распределение по светимостям в зависимости от цвета рассматриваемых галактик.Вертикальными линиями указаны интервалы светимостей нормальных галактик, радиогалактик и Q$0 согласно Дибаю (1981) .Сейфертовские галактики на рис.18 отмечены штриховкой. Видно, что сейфертовские галактики встречаются всех цветов -- они сосредоточены в области высоких светимостей. Около трети очень голубых галактик являются карликовыми эмиссионными галактиками.На обзорных снимках эти объекты, как правило, показывают очень сильные эмиссионные линии [SE] АЛ 6717/31, Н , [ОШ] А 5007 и [0Іі]А3727, по которым они собственно и отбираются. Красные эмиссионные галактики в основном - нормальные (по светимости) системы, среди них очень мало карликовых и сверхгигантских систем. Основная часть эмиссионных галактик (более половины) нормальные и близкие к нормальным галактики, имеющие голубой цвет. По мере изменения цвета от очень красного до очень голубого, количество карликовых эмиссионных галактик возрастает и наоборот.Светимости эмиссионных галактик заключены в интервале около двух третьей имеют светимости, находящиеся между - 17 - 20.5. ж)Цвет оценен нами по изображениям на картах Паломарского обозрения следуя Сарженту (1970).
Пространственное распределение эмиссионных галактик
Пространственное распределение галактик представляет значительный интерес с точки зрения космологии, для выяснения ряда вопросов, связанных с крупномасштабной структурой Метагалактики, природой скучивания галактик, распределения светящегося вещества в пространстве и т.д.Появились данные, указывающие на существование пустот или областей с пониженной плотностью вещества в пространстве (Йыэвеер и Эйнасто, 1978; Бакал и Сонейра, 1982 а, б; Грегори и др., 1981; Киршнер и др., 1981; Эйнасто и др., 1984; Караченцев, 1984).
Низкодисперсионные спектральные обзоры, проводимые в последние годы, дают возможность массового отбора эмиссионных объектов и грубого определения их красных смещений, открывающие путь для более ясного представления и изучения трёхмерного распределения галактик в Метагалактике.
Рассмотрим пространственное распределение эмиссионных галактик отдельно в каждой из вышеуказанных площадок нашего обзора. Для увеличения выборки, кроме данных о лучевых скоростях 162 галактик, имеющихся у нас, нами привлечены также данные о лучевых скоростях ещё 29 галактик, попадающих на эти поля, взятые из литературы.Всего используются данные о лучевых скоростях 191 галактики.
Трёхмерная картина распределения галактик в пространстве построена нами в предположении, что все они лежат точно на расстояниях, соответствующих их красным смещениям. На рис.19-21 приведено распределение эмиссионных галактик в "пространстве красных смещений" в каждой площадке.Гистограммы распределений даны в нижней части рисунков . Площадка о(=08 00? Г=+59 00. На эту площадку попали края трёх близких скоплений галактик Цвикки - Цвикки 287-9, 287-Ю и 287-39=A634 (Эйбелл, 1958). Как видно из табл.8, здесь кроме трёх галактик Маркаряна -Марк 10, 13,и I4II, обнаружено 75 новых эмиссионных галактик. Щелевые спектры получены для 57 из них.Помимо этого, на этом поле из литературы известны красные смещения ещё пяти галактик, не показывающих в своих спектрах эмиссионные линии - Д/ 2460, yilZwI8I, УП2\?І95, Anon 0754+5810 и Anon 0811+5828, красные смещения которых измерены по линиям поглощения Н и К Call и Q полосе (Вокулер и др., 1976; Петерсон, 1970). Таким образом, здесь имеются 62 галактики с измеренными красными смещениями, 57 из которых являются эмиссионными. За исключением трёх галактик - Марк 13, N JC 2460 и А поп 0754+5810 - которые? по-видимому, принадлежат Местному Сверхскоплению, красные смещения остальных галактик находятся в интервале 0.018 - 0.051. Как видно из рис.19, при значениях красных смещений 0.020 и 0.026 в распределении по красным смещениям наблюдаются хорошо выраженные пики.Первый пик при % 0.020 не ассоциируется с ж)Крестиками на рис.19-21 отмечены объекты, взятые из литературы, на гистограммах они обозначены штриховкой.Для наглядности, на рисунках тангенциальный масштаб взят примерно в пять раз большим, чем радиальный. жж)Цвикки 287-9 - означает скопление под номером 9 в поле 287 каталога Цвикки. - 95 известными на этом поле скоплениями и относится к рассеянной по исследуемой области группировке галактик, вытянутых перпендикулярно лучу зрения.Второй при j? =0.026 совпадает со значением красного смещения близкого скопления галактик А634. Отмеченная выше группировка и скопление А634 особенно хорошо выделяются на рис.19, в "пространстве красных смещений".Волее подробно распределение эмиссионных галактик в скоплении А634 рассмотрено далее. Объекты, попавшие в границы скопления Цвикки 287-10, показывают красные смещения, заключённые между 0.031- 0.039.Что касается скопления Цвикки 287-9, данные о нём скудны. В этом поле не обнаружено ни одной галактики с красными смещениями, заключенными между 0.006-0.018, а также объектов с красными смещениями больше 0.051.Первая пустота находится между Местным Сверхскоплением и вышеуказанными скоплениями и имеет глубину около 50 Мпс, вторая, по-видимому, относится к большой пустоте, обнаруженной ранее из распределения богатых скоплений Эйбелла.Последняя, по данным Бакал и Сонейра (1982 б), имеет глубину 150 Мпс.Основная же часть эмиссионных галактик расположена в "слое" толщиной 40-60 Мпс, вытянутом перпендикулярно лучу зрения и находящемся на расстоянии около 100 Мпс. "Слой", или область с повышенной плотностью галактик, состоит, по-видимому, из трёх группировок, находящихся на расстоянии 80, 107 и 140ж Мпс - соответственно. Объекты, попавшие в границы скопления Цвикки 287-Ю, щелевые спектры которых ещё не получены, имеют z 0.03-5-0.04, что позволяет допустить наличие группировки галактик на /\ 140 Мпс.Площадка о{ =09 50Т f=+5o00.B пределах этой площадки найдено 63 новых эмиссионных галактики и пять уже известных галактик с УФ континуумом - Марк 22, 24, 123, 131 и 1425,Для 38 из них получены щелевые спектры.Из литературы известна лучевая скорость лишь одной галактики М3079, красное смещение которой определено по абсорбционным линиям Н и К Call (Хьюмасон и др., 1956).Всего имеется 39 галактик с измеренными лучевыми скоростями. Наблюдается широкий диапазон красных смещений - 0.003 - 0.22.Количество данных о лучевых скоростях небольшое, что не позволяет провести здесь исследование, аналогичное проведенному вьше.Тем не менее, из рис.20 можно заметить, что в распределении по красным смещениям наблюдаются пики при 2 0.005, 0.025 и 0.045.Можно предположить, что, как и в предыдущей площадке, и здесь наблюдаются объекты, принадлежащие Местному Сверхскопле нию (х 0.005), за пределами которого имеется область с пони женной плотностью галактик глубиной около 50 Мпс.Далее наблю даются объекты вплоть до расстояний 250 Мпс. Площадка о( =11 30, Г=+59 00.Здесь обнаружено 85 новых эмиссионных галактик и три галактики с УФ континуумом из первого обзора - Марк 169, 171 и 1450.Щелевые спектры получены для 68 из них.Кроме того, на этой площадке имеются 23 галактики, лучевые скорости которых измерены Хукра и др. (1983). Итого, на этом поле имеется 91 галактика с измеренными красными смещениями.Наблюдаемый диапазон красных смещений - 0.003 - 0.12.
Сравнение результатов второго и других обзоров
Рассмотрим полученные выше предварительные результаты, основанные на исследованиях трёх площадок второго Бгораканского обзора и сравним их с результатами других обзоров.
Для выявления реальной картины распределения объектов по типам нами были выбраны три разнесенных по координатам площадки.Тщательное их изучение показало, что на каждой площадке выделяется более 100 объектов.Всего на 48 квадратных градусах отобрано 311 новых объектов, исключая голубые звёзды .
По распределению объектов площадки отличаются друг от друга. В частности, площадка d =09 50, о =+55 00 довольно богата квазизвёздными объектами.Здесь находятся очень интересные квазизвёздные объекты - один из ярчайших квазаров - Марк 132, двойной квазар 0957+561 А и В и, наконец, тройной квазар 0958+ +557 UBI, UB2 и И 0 3.На площадке =08Ь00 Г S =+5900 заметно богатое эмиссионными галактиками скопление А634.Несмотря на различие площадок, некоторые усреднённые данные правильно отражают распределение объектов по типам.
На каждой площадке в среднем из 100 объектов около 1/4 всех объектов являются В $ О и кандидатами в (X $ О , остальные являются галактиками.Из последних около трети обладают значительным или заметным УФ континуумом, являясь галактиками Маркаряна, остальные показывают лишь эмиссионный спектр.Обнаружено 47 голубых звёзд, которые в диссертации не рассматриваются. Из распределения по видимой величине видно, что объекты относительно хорошо отбираются до 18 звёздной величины, хотя селекция для различных типов объектов проявляется различным образом.
Несмотря на то, что отбор & $0 по низкодисперсионным спектрам является более эффективным методом по сравнению с цветовым, так как он не зависит от цвета объекта, тем не менее, и этот метод страдает неполнотой.Поиск и обнаружение GiSO по эмиссионным линиям на низкодисперсионных снимках зависит от предельной эквивалентной ширины эмиссионных линий, которые могут быть обнаружены на пластинках.Последняя, в свою очередь, в сильной степени зависит от качества изображений - при хороших изображениях, во-первых, растёт предельная величина снимка, во-вторых - вероятность обнаружения эмиссионной линии.Обнаружение Q.SD по эмиссионным линиям зависит и от многих других факторов, в частности от дисперсии призмы (угла преломления), масштаба телескопа, фона неба, свойств фотоэмульсии, потока в континууме (контраста линии) и т.д.Детальный анализ эффектов селекции при поиске Q$0 по эмиссионным линиям на низкодисперсионных спектрах дан Клоусом и др. (1980), и Клоусом (1981).
Нами отбираются в основном объекты, показывающие - или очень сильные эмиссионные линии, или нетипичные для звёзд особенности в распределении энергии в непрерывном спектре.Скорее всего, селекция QS0 у нас проявляется на всех звездных величинах, начиная с самых ярких.
Отмеченное выше имеет место и при отборе эмиссионных галактик. Максимум распределения по видимой звездной величине для эмиссионных галактик также приходится на 18 величину, относительно хорошо отбираются объекты, по видимому, до .Начиная с 15.5 наклон кривой LN(m6) тв отличается от 0.6.Скорее всего и здесь эффект селекции сказывается, начиная с самых ярких звездных величин, где он ещё мал, наиболее существенный спад числа галактик наблюдается для галактик слабее 1о?5.
Сравнение распределений по звёздным величинам обоих обзоров показывает, что в первом обзоре распределение галактик с УФ континуумом имеет максимум на ІбТо-Іб величине, максимум числа галактик с УФ континуумом второго обзора приходится на 17.5-18 величину.Для галактик Маркаряна первого обзора наклон кривой tjNfm)- /г) , отличается от 0.6, начиная уже с "--15 величины, для второго обзора селекция слабых галактик с УФ континуумом начинается с 16 величины.Наиболее существенный спад числа галактик наблюдается для галактик первого обзора, начиная с 16.5, для второго - слабее 17.5-18 величины.
Таким образом, селекция сказывается различным образом при отборе различных типов объектов.Наиболее полно отбираются объекты с УФ континуумом, сильнее всего селекция сказывается на эмиссионных объектах, которые теряются, начиная с самых ярких звёздных величин.
Важным результатом нового обзора является тот факт, что он даёт способ систематического отбора эмиссионных галактик, не обладающих заметным УФ избытком.Примеры таких галактик не трудно найти и среди ярких галактик, однако методика первого обзора не позволяла производить отбор галактик этого типа, так как при первом обзоре проводился отбор галактик лишь с повышенным УФ излучением.Абсолютное большинство галактик с повышенным УФ излучением, как известно, имеет эмиссионные спектры.Более того, у подавляющего большинства их наблюдаются интенсивные эмиссионные линии.Поэтому при первом обзоре, проведенном на высокочувствительных (крупнозернистых) пластинках IIF и IIAF обнаруживались лишь галактики с интенсивными эмиссионными линиями. А эмиссионные галактики без заметного УФ излучения в большинстве своем обладают слабыми эмиссионными линиями, поэтому они на IIF обнаруживаются с трудом.Однако по количеству, как показано выше, их почти в два раза больше галактик с повышенным УФ излучением.
