628033189

6/1994

URANIA

165

rych znamy kolory (np. wskaźnik barwy U-B czy też inne z udziałem pasm w nadfiolecie lub podczerwieni) oraz jasności absolutne, z jasności obserwowanych i przesunięć ku czerwieni szukamy korelacji między wskaźnikami barwy, a np. absolutną wielkością gwiazdową Mb (w barwie B). Okazuje się, że w wielu przypadkach można doszukać się zależności liniowej.

E

Mb

Rys. 4. Wskaźnik U-V w zależności od absolutnej wielkości gwiazdowej A/b dla galaktyk eliptycznych.

Najwyraźniej zaznacza się ona dla galaktyk wczesnych typów morfologicznych (E, SO). Rys. 4 przedstawia wskaźnik U-V w funkcji absolutnej wielkości gwiazdowej Mb dla galaktyk eliptycznych na podstawie danych z pracy Griersmitha i innych, Astronomical Journal vol. 87 no. 3 p. 462. W przypadku stwierdzenia korelacji dopasowujemy do danych prostą, której współczynniki służą potem po uwzględnieniu przepuszczalności filtrów i widma czułości detektora do obliczenia SED’u dla galaktyki konkretnego typu i konkretnej jasności. W ten sposób mamy nie cztery SED’y dla czterech typów galaktyk, ale całe kontinuum SED’ów podzielone na tyle rodzin, ile typów galaktyk pragniemy uwzględnić (przeważnie 5-6). Zatem, żeby móc odpowiedzieć na pytanie czy ewolucja galaktyk jest konieczna do wyjaśnienia zliczeń galaktyk i może wreszcie powiedzieć coś o qo (!) potrzeba:

—    Skonstruować jednorodną bazę danych o SED’ach dla galaktyk z z = 0 (chodzi o tu i teraz, czyli lokalny Wszechświat). Sprowadza się to do fotometrii galaktyk, ściślej do wyznaczenia kolorów, czyli różnic jasności w dwóch spośród kilku barw, które służą jako dane wejściowe do programów symulujących zliczenia. Jest to jednak nietrywialnc zadanie obserwacyjne, ponieważ musi objąć spory zakres widma od nadfioletu (i tu trzeba uciekać się do obserwacji satelitarnych), do podczerwieni. Jak dotąd wyniki obliczeń zależą od zbioru danych, z którego się korzysta, co świadczy o ich dużej niejednorodności.

—    Skonstruować bardziej realistyczny model nieewolucyjny, który by wiarygodnie oddawał obserwowaną zależność kolor — wielkość gwiazdowa. Zależność ta jest wyraźna w zakresie widzialnym, zwłaszcza dla galaktyk wczesnych typów, natomiast własności galaktyk w nadfiolecie żadną miarą nie można uznać za poznane. Warto podkreślić, że za pozornie niewinną propozycją, co trzeba skonstruować, kryje się opracowanie ogromnej ilości danych, przedsięwzięcie na lata. Na szczęście, jak uczy praktyka, to nie zraża kosmologów i prace takie trwają. Między innymi Anglik Harry Ferguson,któremu miałem okazję pomagać przez około pół roku, zmierza w tym kierunku.

Na zakończenie dodam tylko, że oprócz oczywistego wyjaśnienia niezgodności modelu nieewolucyjnego z obserwacjami, i które zawsze mamy w zanadrzu, a mianowicie takiego, że ewolucja galaktyk będąca skutkiem ewolucji gwiazd, z których są zbudowane jest niezaniedbywalna, można wskazać co najmniej dwa inne. Pierwsze z nich to herezja: stwierdzenie, że standardowy model kosmologiczny jako całość jest zły (bo przecież wszystkie omawiane wy-