628033183

6/1994

URANIA

163

na stopniu kwadratowym nieba przy takim doborze parametrów. Następnie zmieniając parametry (w tym q₀), sprawdzamy czy dla jakichś ich wartości nic otrzymujemy czasem liczb zgodnych z obserwacjami.

Kosmologia teoretyczna pozwala obliczyć obserwowaną wielkość gwiazdową galaktyki w zależności od jej wielkości absolutnej oraz przesunięcia ku czerwieni z. Chodzi tu o uwzględnienie jak strumień promieniowania emitowany przez galaktykę o przesunięciu ku czerwieni z trans-

Rys. 1. Liczba galaktyk na stopień kwadratowy nieba na przedział jasności 1 mag (oś pionowa) w zależności od obserwowanej jasności fotograficznej bj (oś pozioma).

formuje się w ekspandującym Wszechświe-cie na strumień zarejestrowany przez detektor. Do równania q₀ wchodzi jako parametr. Ekspansja Hubble’a wpływa na tę zależność poprzez tzw. K-korekcję, na którą składają się dwa człony: jeden odpowiedzialny za „rozciągnięcie” widma na skutek przesunięcia ku czerwieni, drugi po

zwala uwzględnić skończoną szerokość zakresu czułości detektora (szerokość ta jest inna w układzie spoczynkowym galaktyki niż w układzie obserwatora).

Na obserwowaną wielkość gwiazdową galaktyk wpływa również ich ewolucja. W modelu nieewolucyjnym przyjmuje się, że ewolucja zmienia zliczenia w sposób za-niedbywalny. W modelu ewolucyjnym wprowadza się odpowiednie poprawki.

Liczba galaktyk danego typu morfologicznego (najczęściej rozważa się E, SO, Sa, Sb, Sc i Sdm) i o danej jasności m zaobserwowanych na jednostce powierzchni sfery niebieskiej otrzymamy obliczając dla każdego przesunięcia ku czerwieni z ile jest galaktyk o takim z, które dają się zaobserwować jako m-tej wielkości gwiazdowej. Można to zrobić mając funkcję świecenia, czyli liczbę galaktyk w jednostce objętości Wszechświata w zależności od ich jasności absolutnej oraz wyżej wspomnianą zależność obserwowanej wielkości gwiazdowej od jasności absolutnej. Funkcja świecenia jest znana z innych obserwacji. Następnie należy zsumować wyniki w rozsądnym przedziale przesunięć ku czerwieni, tzn. takim, w którym galaktyki występują. Jeżeli interesuje nas całkowita liczba galaktyk na jednostkę powierzchni sfery niebieskiej jaśniejszych niż m magnitudo, to należy zsumować wkłady od wszystkich typów proporcjonalnie do ich procentowego udziału i wszystkich interesujących nas jasności. Choć opisane tu rachunki są dosyć skomplikowane, to jednak można sobie z nimi poradzić przy użyciu komputerów i metod monte carlo. Następnie wyniki należałoby porównać z obserwacjami. I tu powstaje problem.

W jego przedstawieniu pomogą nam trzy diagramy. Rys. 1 przedstawia liczbę galaktyk na stopień kwadratowy na przedział jasności 1 mag w zależności od obserwowanej jasności fotograficznej b_y Różnego rodzaju „punkty” to dane otrzymane przez kilka zespołów obserwatorów. Linie oznaczone NE (no evolution) przedsta-