Позагалактична астрономія - Юрій Кудря 2016

РОЗДІЛ 4

ЦИФРОВІ ОГЛЯДИ НЕБА ТА АВТОМАТИЗОВАНІ СИСТЕМИ КЛАСИФІКАЦІЇ

4.6. Пошук ключових класифікаційних параметрів

Більшість класифікаційних схем ґрунтуються на виборі деякої множини ключових параметрів, які характеризують образи галактик. Наведемо деякі з можливих параметрів, які можуть враховуватися в різних схемах.

У 1993 році японські дослідники (Д. Доі, М. Фукугі та С. Окамура) показали, що два параметри — індекс концентрації та середня поверхнева яскравість у межах певної ізофоти — можна ефективно використовувати для розділення ранніх та пізніх габблівських типів.

Р. Абрагам та інші у 1994 році розробили класифікаційну схему на базі лише одного параметра — індексу концентрації С, який вони визначили як частину світла всередині еліпсоїдального радіуса (величини, що є сталою на еліптичній ізофоті) 0,3 від зовнішнього ізофотного радіуса. Останній вони вибрали на рівні 1,5-сигма від флуктуацій яскравості неба. Параметр С відслідковує як відношення світностей балджу та диска, так і значення ефективного радіуса балджу. Було показано, що цей параметр можна надійно визначити лише до червоного зміщення z = 0,5. Відновити габблівську класифікацію, звичайно, за цим параметром не можна, але в деяких аспектах її можна вважати певним наближенням до автоматизованої морганівської класифікації.

У 1996 році Абрагам із співавторами склали схему класифікації з двох параметрів: індексу концентрації та індексу асиметрії. Останній є частиною світла в структурах образу, які не симетричні відносно повороту на 180°. Схему було застосовано до 507 галактик з I < 22^m помірно глибокого огляду Космічним телескопом Габбла, для яких були відомі незалежні візуальні морфологічні класифікації. Вчені дійшли висновку, що для галактик з I < 21^m візуальні класифікації узгоджуються між собою, але при 21^m < I < 22^m вони значно розрізняються. Для галактик з таким самим обмеженням (I < 21^m) порівняння об’єктивної класифікації за двома вказаними параметрами не є свідченням значної відмінності розподілу за типами для близьких та більш далеких об’єктів.

А. Наїм та інші (1997) вибрали чотири параметри, які назвали краплинність (blobbiness), зміщення ізофотного центру (isophotal center displacement), коефіцієнт заповнення ізофоти (isophotal filling factor), каркасне відношення (skeleton ratio). Завдяки крап- линності відслідковується відносна частина площі яскравих ділянок зображення, наприклад, зон інтенсивного зореутворення. Зміщення ізофотного центру характеризує зміщення геометричних центрів різних ізофот один відносно одного. Цей параметр є мірою загальної асиметрії зображення, він відслідковує такі пекулярні структури, як припливні хвости, вказує на елементи, пов’язані з історією злипання. Коефіцієнт заповнення ізофоти — міра структурованості зображення галактики: у безструктурних зображеннях цей параметр більший, ніж у структурованих. У середньому він приблизно дорівнює 0,2 для спіралей та пекулярних галактик, 0,3 для ранніх спіралей та 0,35 для еліптичних і лінзоподібних галактик. Каркасне відношення вказує на витягнутість зображення. Автори поділили 978 галактик своєї вибірки з відомими морфологічними типами за спрощеною класифікацією (Eyeball classification): еліптичні та SO-галактики, ранні (Se) та пізні (Sl) спіралі та два класи пекулярних галактик (P1 — зі збуреною формою, P2 — з локальними яскравими структурами). Усі галактики було поділено на дві підвибірки: тренувальну та тестову. На першій підвибірці відбувалося «тренування» алгоритму класифікації (ANN-алгоритм, див. далі), для галактик другої підвибірки визначався тип у рамках «Eyeball classification». З’ясувалося, що в 87 % випадків мало місце «точне попадання» для нормальних і в 44 % — для пекулярних галактик. Додавання ще двох параметрів Абрагамом та іншими (1996), а саме: концентрації світла та асиметрії, істотно не поліпшили результати класифікації — 89 і 46 % відповідно для нормальних та пекулярних галактик. Як з’ясувалося, проблемою було автоматизоване виділення пекулярних галактик.

Р. Абрагам і М. Мерифілд (2000) запропонували використовувати інші два параметри: індекс концентрації С (як його визначив Абрагам (1994)) і параметр, що характеризує ступінь розвинутості бара f_bar. Індекс С тут відіграє роль параметра, що характеризує положення галактики вздовж габблівської послідовності, а параметр f_bar — відхилення від неї. На вибірці з 113 галактик атласу З. Фрая (1999) виявилося, що у площині двох параметрів (C, f_bar) галактики демонструють чітку бімодальність розподілу на звичайні та перетнуті галактики. Цей результат не засвідчує твердження Голмберга, де Вокулера та ван ден Берга про відсутність чіткої розмежованості між S- та SB-галактиками (див. розд. 2).

М. Бершаді, А. Янгрем і X. Конселайс (2000) з’ясували, що з великого набору характеристик галактик найбільш інформативними для класифікації є такі чотири параметри: індекс концентрації, асиметрія, поверхнева яскравість і колір. За цими параметрами вони змогли досить ефективно класифікувати 101 галактику ранніх (E, SO), проміжних (Sa, Sb) та пізніх (Sc, Irr) морфологічних типів. Оскільки колір та поверхнева яскравість залежить від червоного зміщення, то автори класифікували галактики з невеликими z.

К. Шимасаку зі співавторами (2001) на вибірці 456 яскравих галактик із зображеннями з огляду SDSS вивчали залежність від морфології таких фотометричних параметрів, як показники кольору, довжина шкали та індекси концентрації. Найбільш інформативним для визначення морфологічного типу виявився обернений індекс концентрації, визначений як відношення C = r₅₀/r₉₀ (r₅₀/r₉₀ — радіуси Петросяна, які відповідають 50 % і 90 % повного потоку (у r'-смузі)). Цей параметр дав змогу класифікувати SDSS-галактики на ранні (E/S0) та пізні (спіралі та неправильні) з 15—20 % помилок порівняно з визначеннями експертів.