天文学辞典 | 天文用語をわかりやすく解説

シェヒター関数

 

よみ方

しぇひたーかんすう

英 語

Schechter function

説 明

1976年にシェヒター(P.Schechter)によって提案された、銀河の光度関数を記述するための関数。 光度 (L,L+dL) にある銀河の数密度を\phi(L)dL として、
 \phi(L)dL = \phi^\star\left(\frac{L}{L_\star}\right)^{\alpha} \exp\left(-\frac{L}{L_\star}\right)\frac{dL}{L_\star}
と表される。 ここで、\phi^\starは特徴的密度、L_\starは特徴的光度、\alphaは傾きと呼ばれる自由変数(パラメータ)であり、それらの値は、観測された光度関数を最もよく近似するように決める。 特徴的光度はシェヒター関数が屈曲する位置の光度に当たり、特徴的光度より明るい側では関数は指数関数的に減少し、暗い側ではべき関数的に増大する。 シェヒター関数は、階層的集団化モデルに登場するプレス-シェヒター理論質量関数と似た関数形をしている。この事実は、階層的集団化モデルが本質において正しいことを示している。 全銀河の光度関数はシェヒター関数でかなりよく記述できるが、楕円銀河レンズ状銀河の光度関数は釣鐘型をしているためシェヒター関数では表せない。

2018年09月16日更新

関連画像

*スローン・デジタルスカイサーベイのデータに基づいて得られた銀河の光度関数。上の図がスローン・デジタルスカイサーベイのデータに基づいて得られた銀河の光度関数。曲線はシェヒター関数によるフィット。 下の図は、光度関数を求めるのに使った銀河の個数の絶対等級に対する ヒストグラム。
山田 亨「基本観測量」、シリーズ現代の天文学第4巻、谷口・岡村・祖父江編『銀河I』第2版 1.3節 図1.17(日本評論社)
(原図はBlanton et al. 2001, AJ, 121, 2358)