Разрешимые на звезды галактики дают возможность изучать в них историю звездообразования, выделять отдельные типы звезд (сверхгиганты, цефеиды) и определять по ним расстояния до галактик. Однако большинство галактик не разрешается на звезды (в силу недостаточного углового разрешения), хотя приемники излучения способны зарегистрировать достаточное число фотонов от ярчайших звезд. Поэтому закономерным развитием метода ярчайших звезд стал метод флюктуаций поверхностной яркости, который можно использовать для эллиптических галактик или для балджей некоторых спиралей. На практике после первичных редукций из кадра вычитается сглаженное изображение галактики и дальнейшие оценки флюктуаций проводят по остаточному изображению. Важной проблемой на этом этапе является правильное исключение из кадра всех артефактов, которые могут привести к неправильной оценке флюктуаций: проектирующиеся звезды фона и другие посторонние объекты, дефектные пиксели и области, содержащие пыль. Получающиеся флюктуации поверхностной яркости подвергают двумерному преобразованию Фурье, что позволяет отделить шум считывания, космические частицы и дробовой шум фотонов, которые имеют спектр мощности белого шума, а также случайные флюктуации, звезды, шаровые скопления и галактики фона ,которые не были исключены из данных в силу схожести их спектра со спектром функции рассеяния точки. Метод флюктуаций поверхностной яркости применим, в основном, к ранним типам галактик в силу двух причин: В эллиптических и линзовидных галактиках меньше пыли, значит меньше и поглощение света; В них, в силу большой дисперсии скоростей, не образуются структуры, подобные спиральным рукавам, которые приводят к тому, что флюктуации от пикселя к пикселю уже не являются случайными. Для оценки флюктуаций наиболее предпочтителен фильтр I в силу двух причин: красные гиганты наиболее ярки в этой области длин волн, что сводит к минимуму сильное влияние фона неба; уменьшается влияние поглощения света на пыли.
Калибровка нуль-пункта MI может проводится тремя путями: с помощью моделирования звездного населения в галактиках; по шаровым скоплениям Галактики; по галактикам, принадлежащих Местной Группе. Этот метод, дающий точность до 0.15m, на данное время является одним из наиболее точных методов.
Ви переглядаєте статтю (реферат): «Метод флуктуаций поверхностной яркости» з дисципліни «Астрофізика»
