ИЗУЧЕНИЕ СВОЙСТВ ВЫБОРОК КВАЗАРОВ

1 Введение 2
1.1 Постановка задачи 2
2 Отбор кандидатов в квазары в Слоановском обзоре 14
2.1 Цветовые критерии отбора кандидатов в квазары Richards, 2002 15
2.2 Области включения 16
2.3 Области исключения 18
3 Выборка кандидатов в квазары из каталога, Richards, 2015 24
3.1 Выборка кандидатов в квазары из каталога, Bovy, 2015 26
4 Отбор кандидатов в квазары по наблюдениям в среднеполосных фильтрах 28
4.1 Описание алгоритма 28
5 Сравнение различных методов поиска и выделения кандидатов в квазары 35
6 Выводы 38
7 Заключение 38
Список литературы 42
Купить

1.1 Постановка задачи
Обзоры неба предназначены для получения статистических выборок
астрономических объектов с им присущими характеристиками: простран-
ственным объемом, глубиной, полнотой и однородностью выборок объек-
тов. Методически обзорные работы разделяются на спектральные, исполь-
зующие бесщелевую или мультиобъектную спектроскопию и на обзоры,
основанные на прямых снимках неба в нескольких широкополосных или
многих среднеполосных фильтрах.
Спектральные обзоры, дающие информацию об объектах с относитель-
но высоким спектральным разрешением, требуют значительного телескоп-
ного времени. Обзоры, основанные на прямых снимках неба в широкопо-
лосных фильтрах, более экономны, либо при той же экспозиции значи-
тельно глубже спектральных обзоров и дают информацию о морфологии
и распределении энергии в спектрах всех объектов поля зрения телескопа,
с очень низким спектральным разрешением. Небольшое число фотомет-
рических полос делает результаты наблюдений весьма чувствительными к
вариациям наклона в спектральном распределении энергии (SED) у объ-
ектов. Информация о морфологии объектов имеет весьма ограниченное
применение при классификации объектов на звёзды, галактики и кваза-
ры, т.к. сильно зависит от условий наблюдений и становится непригодной
задолго до достижения пределов фотометрии.
Квазары, будучи ярчайшими из известных объектов во вселенной, Ha-
блюдаются современными методами до 5 = 6 и более. Исходя из предполо-
жения об однородности и изотропности вселенной, мы можем проследить
их эволюцию по объектам, находящимся на различных расстояниях. Од-
нако, по причине большого разнообразия наблюдаемых активных ядер, де-
лать какие-либо выводы 06 их пространственной концентрации, функции
светимости и т.д. можно только при наличии достаточной для составления
статистики выборки.
Существует множество методов поиска квазаров. Любой из них начи-
нается с наблюдений. Рассмотрим вкратце плюсы и минусы различных
техник наблюдения, применяемых для Этой задачи.
® Бесщелевая спектроскопия
В начале 60-х годов Б.Е. Маркарян применил объективную призму
в сочетании с 1-м телескопом Шмидта Бюраканской обсерватории с
целью поиска объектов с избыточным УФ излучением, положив Ha-
чало Первому Бюраканскому спектральному обзору. Такая методика
давала низкодисперсионный спектр для каждого из объектов поля в
16 квадратных градусов, позволяя отбирать кандидаты в галактики
с активным ядром по критерию ультрафиолетового избытка. Позже
во Втором Бюраканском обзоре Б.Е. Маркарян и Д.А. Степанян ис-
пользовали аналогичную методику для отбора кандидатов в квазары.
Благодаря своей простоте и эффективности этот подход стал исполь-
зоваться повсеместно. В 1970 году в фокусе 1-м телескопа, обсервато-
рии Китт Пик была применена прозрачная дифракционная решетка
(Hoag & Schroeder 1970), в 1975 году объективную призму использовали
для проведения обзора на телескопе Кёртиса-Шмидта (Smith 1975), a
в 1976 году прозрачную дифракционную решетку установили в фокусе
4-м телескопа обсерватории Серро-Тололо с целью получения глубоких
снимков (Hoag 1976).
Большим преимуществом этого метода стало то, что он позволял выйти
за рамки критерия голубого избытка, и поиск мог производиться также
и напрямую по наличию широких эмиссионных линий, особенно при
попадании Ly в наблюдаемый диапазон длин волн.
Однако, при всей своей простоте данный подход имеет ряд серьезных
недостатков. Прежде всего, спектры объектов растягиваются поверх
фона неба, что, в сравнении с щелевой спектроскопией, понижает пре-
дел регистрации сразу на несколько звездных величин. Во-вторых, этот
предел однозначно определить нельзя, поскольку он сильно зависит
от вида спектра. Кроме того, довольно часто происходят наложения
спектров друг на друга, из-за чего данные о существенной части объек-
тов попросту становятся непригодными для исследования. А поскольку
фотопластинки изучались вручную при помощи микроскопа, большую
роль играл человеческий фактор: каждый исследователь отбирал объ-
екты субъективно.
● Широкополосная фотометрия
В 1956 году Гильермо Аро предложил использовать трехцветную фо-
тометрию для поиска галактик с яркими линиями и избытком в го
лубой и ультрафиолетовой области, и вскоре вместе с Виллемом Лей-
теном приступил к созданию каталога голубых объектов при помощи
48" камеры Шмидта, Паломарской обсерватории (Haro & Luyten 1962).
Квазары, также обладающие ультрафиолетовым избытком, попадали
в этот каталог, и вскоре стало понятно, что они имеют разность цветов
U — В, сильно отличную от большинства звезд, за исключением белых
карликов (Sandage & Luyten 1967). Данная методика оказалась вполне
эффективной и позволяла избежать недостатков бесщелевой спектро-
СКОПИИ. Однако быстро проявились и ее минусы: смещенные эмиссион-
ные линии, попадая в разные фильтры, порождают большой разброс
значений в цветовом пространстве (Sandage 1966, Grewing 1967), из-за
чего на Z > 2.2 ультрафиолетовый избыток проявляться перестает.
Дальнейшее развитие широкополосной фотометрии пошло в сторону
увеличения числа фильтров. Отбор стали проводить сначала в дву-
мерном цветовом пространстве (И — В, В — У) по тому же критерию
ультрафиолетового избытка, (Bracessi et а.1 1980), что практически пол-
ностью отделяло голубые квазары от звезд, однако все еще не позволя-
ло выйти за z > 2.2. Перейти этот порог помогло использование четы-
рехцветной системы фильтров (Коо & Кгоп 1982). Обновился, соответ-
ственно, и алгоритм отбора: объекты выбирались в трехмерном цвето-
вом пространстве по принципу непринадлежности к областям, занима-
емым звездами. Подобный подход оказался результативным: Shanks et
al (1983) открыл квазар на z = 3.61 с использованием ОВУВ-системы,
ак 1990 году аналогичными методами было открыто 53 квазара Ha
z > З и 3 квазара на z > 4 (Hartwick & Schade 1990).
Несмотря на то, что отдельные объекты на больших красных смеще-
ниях этот алгоритм выделить позволял, большая часть все равно про-
пускалась, попадая на цветовых диаграммах в области, занимаемые
звездами. Кроме того, на z > 5 лаймановский скачок переходит в
красную область, и на видимый диапазон начинает приходиться ни-
чтожно малая часть излучения, претерпевшая сильное поглощение на
луче зрения. Регистрация при этом возможна только в крайнем крас-
ном фильтре, и, как правило, с низким соотношением сигнал-шум из-за
плохой чувствительности фотоэмульсии в красной области и большого
расстояния до источника.
Применение ПЗС решило ряд проблем, поскольку приемники данно-
го типа в сочетании в высокой квантовой эффективностью в целом
способны регистрировать излучение вплоть до 10 000 А и более. Это
позволило спроектировать набор широкополосных фильтров с разде-
лением красной области на две части, что сделало возможным опреде-
ление лаймановского скачка на 2 > 5, и было успешно реализовано в
Слоановском цифровом обзоре (5055), см. рис. 1. В 1999 году Фэн [41]
Рис. 1: Фильтры обзора SDSS с учетом спектральной чувствительности детектора, пропускания оптики и атмосферы.
сформулировал, а в 2002 году Гордон Ричардс представил методику
поиска квазаров по пяти фильтрам, пригодную вплоть до z = 5.8,
определив ряд новых поисковых критериев. Пересечения с областями,
занимаемыми звездами, при этом по-прежнему остались, к тому же
хотелось пробиться на как можно большие красные смещения, поэто-
му следующим шагом стало дополнение оптической фотометрии Сло-
ановского обзора данными с инфракрасных космических телескопов
SPITZER и WISE (Richards et al. 2015), а также данными с ультрафи-
олетового телескопа GALEX (Bovy et al. 2015). Лаймановский скачок
на больших красных смещениях фиксировался на границе видимой об-
ласти благодаря использованию инфракрасной фотометрии, а наличие
болыного числа фильтров в диапазоне от 1300А до 22и позволяло, в
теории, надежно отделять активные ядра от звезд во всем наблюдае-
мом диапазоне 2. На практике же стало возникать множество проблем
из-за, ошибок фотометрии, особенно при переходе к предельным звезд-
ным величинам: слабые объекты могли быть зафиксированы лишь в
нескольких фильтрах, при этом для остальных длин волн определя-
лось максимально возможное значение интенсивности, равное порогу обнаружения.
® Мультиобъектная спектроскопия
Развитие технологии наблюдений привело к появлению мультиобъект-
ных спектрографов (Ellis & Parry, 1988). Для достижения заданного
отношения сигнал/шум при сравнимом спектральном разрешении для
слабых объектов многощелевая спектроскопия более эффективна, чем
многополосная фотометрия, при условии согласования размера щели
с размером изображения, формируемого атмосферой. Однако, изме-
рение красных смещений слабых (слабее R = 22") внегалактических
объектов с помощью спектроскопии — нелегкая задача даже для со-
временных крупных (8 — 10 м) телескопов. Многочасовые экспозиции
необходимы для достижения отношения сигнал/шум, достаточного для
спектральной классификации объекта и определения его красного сме-
щения. Часто, при хорошем отношении сигнал /шум в спектре объекта,
его классификация и определение красного смещения затруднены из-за
отсутствия значимых спектральных деталей в наблюдаемом спектраль-
ном диапазоне. В результате процесс идентификации линий в спектре
объекта, становится субъективным и отягощен разного рода ошибка-
ми. Серьезным ограничением метода является то, что многощелевые
наблюдения обычно ограничены числом одновременно наблюдаемых
объектов и, следовательно, предполагают предварительную селекцию объектов.
® Среднеполосная фотометрия
Впервые идея увеличения количества фильтров и использования фо-
тометрических данных для определения красных смещений галактик
была предложена и реализована Баум [1]. Значительно позже эта идея
была возрождена Ло и Спиллар [2], Kyy [3] и Коннолли и др. [4] и но-
сле работ Lanzetta et al. (1996), Connoly et al. (1997), Fernandes-Soto
et al. (1999) получила всеобщее признание как метод, позволяющий
исследовать все объекты, видимые в поле зрения телескопа, и с при-
емлемой точностью определять их тип, фотометрические красные сме-
щения, делать оценки их физических параметров. Такая методика на-
блюдений является промежуточной между широкополосной фотомет-
рией и многощелевыми наблюдениями. Она включает в себя прямые
снимки через относительно большое число среднеполосных фильтров
(FWHM = 200 — 300 А). Фотометрия каждого отдельного изображе-
ния в фильтре даёт точку в распределении энергии каждого объекта,
попавшего в поле зрения телескопа. На этом пути низкодисперсионная
спектрофотометрия может быть получена для большого числа, объек-
тов. Разные варианты этой методики применялись в обзорах CADIS,
COMBO-17, MUSIC, ALHAMBRA.
Hickson et al. (1994) и Chen et al. (1994) были первыми, кто исполь-
зовал среднеполосные фильтры, равномерно покрывающие большой
спектральный диапазон, и полученные фотометрические данные рас-
сматривали как низкодисперсионный спектр каждого наблюдаемого
объекта. Для слабых объектов многополосная фотометрия при про-
чих равных условиях сравнима по эффективности (с точки зрения чис-
ла одновременно исследуемых объектов) с бесщелевой спектроскопией
(Hickson, et al., 1994), однако современные интерференционные филь-
тры могут быть изготовлены с пропусканием 80 — 90 % в широком
диапазоне длин волн, в то время как объективная призма, гризма или
гренза имеют высокую эффективность только в области угла блеска.
Многополосная фотометрия ограничена только блендированием объек-
тов и искажением их цветовых избытков взаимным влиянием, и может
давать информацию о многих тысячах объектов (практически о всех
объектах в поле зрения телескопа) одновременно.
При многополосной фотометрии, для заданного количества наблюда-
тельного времени, время интегрирования в каждом диапазоне обратно
пропорционально числу диапазонов и отношению ширины спектраль-
ного диапазона, покрываемого одним фильтром, ко всему спектраль-
ноу диапазону, запланированному для наблюдений. При оптимальном
соотношении числа фильтров, их ширин и наблюдаемого спектраль-
ного диапазона многополосная фотометрия значительно превосходит
бесщелевую спектроскопию и сравнима по отношению сигнал/шум с
многощелевой спектроскопией, проигрывая по наблюдательному вре-
мени первой и выигрывая по числу объектов и простоте наблюдений у
второй. Применение многополосной фотометрии Ha телескопах с боль-
шим полем зрения только увеличивает её эффективность.
● Радиообзоры
Являлись исторически первым методом поиска активных ядер из-за
их относительно большой яркости в радиодиапазоне: практически все
сильные радиоисточники на ночном небе являются квазарами либо ра-
диогалактиками, лишь на малых яркостях возможна путаница с ра-
диоизлучением областей звездообразования (Mushotzky 2004). Кроме
того, радиоаппаратура очень чувствительна, а благодаря применению
радиоинтерферометров есть возможность определить координаты ис-
точника с очень высокой точностью. Также важно и то, что высокая
разрешающая способность позволяет разглядеть в подробностях струк-
туру излучающих областей. Однако, определение красного смещения
по данным радиообзоров практически невозможно, и с этой целью при-
ходится обращаться к оптической спектроскопии.
В 1959 году был опубликован Третий Кембриджский каталог радио-
объектов (3С), по данным которого проводились первые отождеств-
ления радиоисточников с объектами в оптике (3С 48, 3C 273). В се-
редине 1960 годов было замечено, что существенная часть из них не
проявляет каких-либо признаков незвездной активности в оптическом
диапазоне (Kristian, Sandage & Katem 1974), ничем не отличаясь от
обычных галактик. В то же время, подавляющее большинство опти-
чески отобранных активных ядер не являются сильными источниками
радиоизлучения (White et al. 2000).
При переходе к объектам малой радиояркости, дабы избежать пута-
ницы с другими источниками, для поиска активных ядер пользуют-
ся дополнительными критериями. Во-первых, практически все из них
имеют плоский радиоспектр, что хорошо определяется при наблюдени-
ях на нескольких длинах волн. Кроме того, прослеживается жесткая
корреляция между интенсивностью в инфракрасном и в радиодиапа-
зоне (Condon, Anderson, & Broderick 1995).
● Рентгеновские и гамма-обзоры
Tak же, как и в радиодиапазоне, наличие яркого компактного рентге-
новского или гамма-источника — надежный индикатор активного ядра
галактики (АСМ). Кроме того, многие галактики, проявляющие в опти-
ке крайне слабые признаки нетеплового излучения, активно излучают
в рентгеновском диапазоне, позволяя судить о наличии в них активно-
го ядра (Griffiths et al. 1979). Большое преимущество этого метода 3a-
ключается также в том, что, за редким исключением, практически все
активные ядра являются рентгеновскими источниками. 3a счет этого
регистрируется в несколько раз больше активных ядер, чем при опти-
ческих наблюдениях, до одной и той же предельной звездной величины
(Grazian et al. 2000; Palunas et al. 2000). Tem не менее, отношение интен-
сивности рентген/оптика не всегда велико, и выделен целый подкласс
объектов с широкими эмиссионными линиями в оптике, но слабым либо
вообще незарегистрированным ретнгеновским излучением. Кроме то-
го, при светимости ниже 10`“? эрг/с велика вероятность, что мы имеем
дело с ультраярким рентгеновским источником (ULX), а не с активным
ядром галактики (Colbert & Ptak 2002).
Поскольку рентгеновский диапазон включает в себя энергии от 0.2 до
10 keV, существует большая разница в излучении квазаров в мягком и
жестком рентгене. В первом случае поглощение может играть такую
же значимую роль, как в оптике и ультрафиолете, в то время как для
высоких энергий данный эффект становится горазно менее существен-
ным. По этой причине наблюдения Ha разных энергиях обнаруживают
объекты разных типов. В диапазоне низких энергий (0.2 — 2 кэВ) преж-
де всего определяются квазары с широкими эмиссионными линиями и
Сейфертовские галактики с узкими линиями. Наблюдения же в диа-
пазоне 2 — 10 кэВ более эффективны для обнаружения Сейфертовских
галактик первого типа, квазаров, а также объектов, у которых эмис-
сионные линии и нетепловой континуум обнаруживаются слабо.
К сожалению, определение красного смещения при помощи рентгенов-
ской спектроскопии редко представляется возможным, и, как и в слу-
чае с радиообзорами, приходится пользоватья оптическими данными.
Также из недостатков можно отметить сложность в реализации мето-
да, так как требуются внеатмосферные наблюдения с высоким угловым
разрешением для возможности отождествления с оптическими источниками.
® Ультрафиолетовые обзоры
Не пременялись для поиска активных ядер до недавнего времени, так
как отсутствовали крупномасштабные ультрафиолетовые обзоры до-
статочного разрешения. После введения в строй в 2003 году GALEX
полученные данные нашли применение для поиска квазаров в сочета-
нии с оптическими и инфракрасными наблюдениями (Bovy et al. 2015).
● Инфракрасные обзоры
Широкополосные инфракрасные обзоры предоставляют интересные
возможности для поиска квазаров. Например, в 2MASS (Cutri et al.
2002) 60% объектов с цветовой разницей J — К > 2 имеют оптиче-
ские характеристики квазаров. Кроме того, Andreani et al. (2003) об-
наружил, что для большинства квазаров отношение болометрической
и инфракрасной светимости остается постоянным, несмотря на огром-
ный разброс значений в оптике, рентгене, и радиодиапазоне. Обсерва-
тория WISE, запущенная в 2009 году, завершила первый обзор всего
неба в 2010 году в четырех полосах ИК-диапазона : 3.4, 4.6, 12, и 22
мкм. Подобно методу поиска квазаров по ЦУ-избытку, отбор квазаров
в ИК-диапазоне основан на отличии степенного распределения энер-
гии в спектре квазара от чернотельного распределения энергии звезд
в спектрах галактик (Stern et all., 2012; Asef et all., 2013). Очень эф-
фективным оказалось применение инфракрасных данных в сочетании
с оптической широкополосной фотометрией (Richards et al. 2015; Bovy
et al. 2015).
Целью данной работы является сравнение методик наблюдения и отбо-
ра кандидатов в квазары при широкополосной фотометрии (SDSS) и сред-
неполосной фотометрии на примере поля 09h40m + 50° размером 0.8 кв.
градуса. Для сравнения мы используем выборки объектов этого поля оди-
наковой глубины (1 = 21.5m) из данных SDSS и данных каталога, объектов
этого поля, исследованного фотометрически в 16 среднеполосных филь-
трах (FWHM 200-300 А) на 0.6-м телескопе Шмидта обсерватории Xilong
Station (China), и спектрально Ha 6-m телескопе САО РАН (Додонов, 2012).
Оценка, селекционных эффектов при отборе кандидатов в квазары в опти-
ческом диапазоне позволит приблизиться к пониманию различий, обнару-
женных в эволюции пространственной плотности квазаров по наблюдениям
в оптическом и рентгеновском диапазонах длин волн (Mijaji et al., 1998),
см. рис. 2.
Рис. 2: Подсчеты AGN в рентгеновском, радио и оптическом диапазонах, Mijaji et al., 1998
Купить