Fotometria

Emlékezzünk rá, a fotometria nem látja ezt a részletes spektrumot. Mit lát akkor? Amit lát az nagyon hasonlatos az emberi szem által alkotott színes képhez. Az emberi szemben 3 féle színérzékelő csap van. Ezek a csapok összegezik egy adott hullámhossz tartományban szemünkbe érkező összes fényt. Például a 4000-5000 Angström közötti kék fényt, az 5000 és 6000 közötti zöldet, vagy a 6000 és 7200 közötti vöröset. Az összegzést a grafikonon úgy értelmezhetjük, hogy az adott tartományban ki kell számolni a teljes fényerősséget, vagyis a spektrum görbéje alatti területet. Ez persze azt is jelenti, hogy mindannyian „színtévesztőek” vagyunk, hiszen végtelen sok különböző spektrumgörbét rajzolhatunk amelyek alatti terület mind megegyezik: ezeket mi mind egyformának látjuk, de egy ideális igazi színlátó, aki a spektrumot finom felbontásban észlelné, az mindet különbözőnek észlelné.

Az ábrán pirossal az emberi szem 3 csapjának, sárgával pedig az SDSS 5 színszűrőjének érzékenységét látjuk a hullámhossz függvényében. Látjuk, hogy a műszer szélesebb tartományban érzékeny: elsősorban az infravörösben lát olyan dolgokat, amiket az emberi szem nem.

Az SDSS kamerája egy fokkal jobb nálunk: nem 3, hanem 5 színben lát. Az ábrákon a sárga görbék mutatják a hozzá tartozó 5 tartományt. Ezeket nem egy-egy sávval jelöljük, mert a sávon belül is változik az érzékenység, hanem egy olyan görbével, amivel összeszorozva a spektrumot lehet kiszámolni a fényintenzitást. Ebből az értékből számolható ki az adott sávhoz tartozó magnitúdó értéke. A színszűrők hatása egyfajta átlagolásnak, a spektrumok nagyon durva elmosásának is tekinthető. Az olyan markáns spektrum jellemzők, mint az először mutatott elliptikus galaxisoknál látható nagy ugrás 4000 Angströmnél, biztos észrevehetőek a színszűrők alkalmazása után is: a kékebb szűrők kis fényerősséget mutatnak, a vörösek jóval nagyobbat. Ezzel szemben az irreguláris galaxisoknál a folytonos háttér szinte alig változik: szinte minden színszűrő azonos fényerőt jelez. A tüske-szerű spektrumvonalak pedig túl keskenyek ahhoz, hogy az alattuk lévő terület jelentősen beleszóljon a színszűrők alkalmazása után kapott magnitúdó értékekbe.

A következő animáción nézzük meg mi történik, ha a spektrumot vöröseltoljuk.

Vöröseltolódás animáció. Az egymás utáni képeken egy eliptikus galaxis spektrumát figyelhetjük meg miközben képzeletben egyre növeljük a vöröseltolódását. Az előtérben álló görbék az SDSS színszűrőinek (u,g,i,r,z) átvitelét jellemzik.

Amint az elliptikus galaxis spektruma tolódik a vörös irányba, látható hogy a karakterisztikus ugrás először 4000 Angström környékén van. Ekkor a baloldali szélső (u) ultraibolya szűrő kevés fényt kap, az összes többi sokat. Utána ahogy a spektrum tolódik, sorra „veszíti” el a fényt a zöld (g), majd a vörös (r) szűrő is. Végül a karakterisztikus ugrás 8000 Angströmhöz tolódik, ekkor a látható színképtartományban lévő bal oldali szűrők alig kapnak fényt, csupán a két jobb oldali infravörös (i és z) kap valamennyit.

Ha számszerűsítjük ezt az összefüggést, akkor a színszűrőkben mért fényerők arányaiból, következtetni tudunk a vöröseltolódásra. Persze a helyzet csak az ellpitikus galaxisok esetében ilyen egyszerű. Sőt egy távoli kicsinek látszó galaxisról általában azt se tudjuk eldönteni, hogy spirális vagy elliptikus, így azt se tudjuk, hogy azért vörös-e, mert spirális ugyan de messze van, vagy pedig nincs annyira messze, viszont elliptikus. Kifinomult számítógépes elemzéssel a problémák egy része kezelhető, és a galaxisok nagy részére a vöröseltolódás néhány százalékos pontossággal becsülhető. Ily módon nem csak a vöröseltolódás, de a galaxistípus (elliptikus, spirális, stb.) is amiből a galaxis korára, összetételére is kaphatunk információkat.