WikiDer > Колебания яркости поверхности
Колебания яркости поверхности (SBF) вторичный индикатор расстояния используется для оценки расстояний до галактик. Полезно 100 Мпк (парсек). Этот метод измеряет дисперсию распределения света галактики, возникающую из-за колебаний количества и светимости отдельных звезд на элемент разрешения.
В методе SBF используется тот факт, что галактики состоят из конечного числа звезд. Количество звезд в любом небольшом участке галактики будет варьироваться от точки к точке, создавая шумовые колебания ее поверхностной яркости. В то время как различные звезды, присутствующие в галактике, будут охватывать огромный диапазон светимости, SBF можно охарактеризовать как имеющую среднюю яркость. В результате усреднения галактика, находящаяся вдвое дальше, кажется вдвое более гладкой. Старший эллиптические галактики имеют довольно последовательное звездное население, поэтому он очень близок к стандартная свеча. На практике необходимы поправки для учета изменений возраста или металличности от галактики к галактике. Калибровка метода производится эмпирически по цефеидам или теоретически по моделям звездного населения.
Образец SBF измеряется от спектр мощности остатков, оставшихся от глубокого изображения галактики после вычитания гладкой модели галактики. Паттерн SBF очевиден как преобразование функция разброса точки в Область Фурье. Амплитуда спектра дает яркость флуктуационной звезды. Поскольку этот метод зависит от точного понимания структуры изображения галактики, посторонние источники, такие как шаровые скопления и фоновые галактики должны быть исключены. Исправления для межзвездная пыль необходимо также учитывать поглощение. На практике это означает, что SBF лучше всего подходит для эллиптические галактики или выпуклости S0 галактикии в меньшей степени для спиральных галактик, поскольку они обычно имеют сложную морфологию и обширные пылевые элементы.
SBF калибруется с помощью ближайшего Цефеида соотношение период-светимость (P-L) на основе измерений звездных величин SBF в балджах спиральных галактик с расстояниями от Цефеид переменные.[1][2]
SBF - индикатор, который использует звезды в старых звездных популяциях (Население II).[3]
Рекомендации
- ^ Тонри, Джон Л .; Дресслер, Алан; Blakeslee, John P .; Ajhar, Эдвард А .; Флетчер, Андре Б .; Луппино, Джерард А .; Metzger, Mark R .; Мур, Кристофер Б. (2001), "Обзор расстояний галактик SBF. IV. Звездные величины, цвета и расстояния SBF", Астрофизический журнал, 546 (2): 681–693, arXiv:astro-ph / 0011223, Bibcode:2001ApJ ... 546..681T, Дои:10.1086/318301
- ^ Macri, L.M .; Stanek, K. Z .; Bersier, D .; Гринхилл, Л. Дж .; Рид, М. Дж. (2006), "Новое расстояние от цефеид до галактики с мазером NGC 4258 и его значение для постоянной Хаббла", Астрофизический журнал, 652 (2): 1133–1149, arXiv:astro-ph / 0608211, Bibcode:2006ApJ ... 652.1133M, Дои:10.1086/508530
- ^ Феррарезе, Лаура; Ford, Holland C .; Хухра, Джон; Kennicutt, Robert C., Jr .; Плесень, Джереми Р .; Сакаи, Шоко; Фридман, Венди Л .; Стетсон, Питер Б .; Мадор, Барри Ф .; Гибсон, Брэд К .; Грэм, Джон А .; Хьюз, Шон М .; Иллингворт, Гарт Д .; Келсон, Дэниел Д.; Макри, Лукас; Себо, Ким; Зильберманн, Н. А. (2000), "База данных модулей расстояния цефеид и вершины ветви красного гиганта, функция светимости шарового скопления, функция светимости планетарной туманности и данные о флуктуации яркости поверхности, полезные для определения расстояния", Серия дополнений к астрофизическому журналу, 128 (2): 431–459, arXiv:Astro-ph / 9910501, Bibcode:2000ApJS..128..431F, Дои:10.1086/313391.CS1 maint: несколько имен: список авторов (ссылка на сайт)