Звездные скопления
<< 2.5 Фотографии и атласы звездных скоплений | Оглавление | 3.2 Тригонометрические, динамические и спектральные параллаксы >>
Глава 3. Методы определения расстояний до рассеянных скоплений. Диаграммы Херцшпрунга - Рессела для этих образований
"...определение группового параллакса Гиад, очевидно,
является одним из наиболее точных непосредственных
измерения расстояний в звездной астрономии".
Э. Аптоп (1970)
"Вера расходится с фактами больше, чем принято думать".
Т. Уайлдер, Мост короля Людовика Святого,
3.1 Введение
Проблема определения расстояний до звездных скоплений имеет огромное значение для исследования этих объектов, ибо от принятого расстояния зависят оценки размеров и плотности скопления, светимости его членов. С методами определения расстояний неразрывно связаны многие методы изучения основных физических особенностей самих скоплений.
В самом деле, как отметил еще Шарлье (1918), для определения относительных расстояний каких-либо объектов можно использовать любой признак объекта, меняющийся с изменением расстояния последнего от наблюдателя. В соответствии с этим, существует много различных методов определения расстояний до звездных скоплений, каждый из которых основан на изучении различных характеристик скоплений и их членов. Такими характеристиками в первую очередь являются видимые величины звезд, интегральные величины и видимые диаметры скоплений, а также зависящие от расстояния от Солнца собственные движения последних.
Многие авторы, особенно на заре нашего века, когда начали широко применяться формулы для определения средних параллаксов звезд по параллактическим (v) и пекулярным (τ) компонентам их собственных движений, обращались к этим формулам для нахождения расстояний до скоплений, принимая гипотезу либо о равенстве нулю пекулярного собственного движения скопления, либо о равенстве этого движения лучевой скорости системы (см., например, Херцшпрунг, 1913).
В 1907 г. Херцшпрунг (1907) определил расстояние до Плеяд (118 пс), сравнив видимую величину звезд спектральных классов В5 - АО в этом скоплении со средней абсолютной величиной этих звезд в окрестностях Солнца, определенной по их тригонометрическим параллаксам.
В 1914 г. Каптейн (1914) опубликовал данные о функциях светимости (т. е. распределении абсолютных величин) звезд галактического поля спектральных классов ВО - В5 и В5 - В9, определив средние абсолютные величины (М0) и дисперсию (σ) абсолютных величин звезд этих групп. В той же работе он вывел формулу, связывающую между собой параллакс π группы ранних В-звезд, находящихся практически на одном расстоянии от Солнца, и среднюю видимую величину < m > всех членов группы ярче некоторой видимой величины m0, при условии, что распределение абсолютных величин этих звезд является гауссовым, а значения М0 и σ известны:
|
(3.1) |
где
Формула Каптейна, казалось, позволяла непосредственно определять расстояния до рассеянных скоплений по средним видимым величинам их ярких звезд ранних спектральных классов.
В 1918 г. Шоутен (1919) распространил идею Каптейна на более слабые звезды, введя гипотезу о сходстве функции светимости всех звезд в любых звездных системах. Распределение абсолютных величин звезд в скоплениях соответствует распределению их видимых величин, ибо звезды скопления находятся практически на одинаковых расстояниях от наблюдателя. Шоутен предложил определять отношения Аm+1/Аm, где Аm - число звезд видимой величины m в скоплении, и, пользуясь функцией светимости звезд поля, найденной Каптейном, искать, при каких абсолютных величинах M эти отношения совпадают с отношениями АM+1/АM, полученными по функции светимости звезд поля. После этого расстояние до скопления находится из соотношения
|
(3.2) |
Наиболее широко метод Каптейна применил Рааб (1922), несколько видоизменивший формулу (3.1) для облегчения вычислений. Система расстояний рассеянных скоплений, содержащихся в каталоге Рааба, основана, таким образом, на предположении о сходстве функций светимости ярких В- и А-звезд в рассеянных скоплениях с аналогичными функциями светимости звезд поля тех же спектральных классов. Вскоре, однако, выяснилось, что это предположение, как и более общее предположение Шоутепа, не соответствует действительности. Как отмечает Биннеидейк (1946), параллаксы скоплений, получаемые по формуле Каптейна, оказываются почти в три раза больше истинных. Это не удивительно, так как светимость звезд самых ранних спектральных классов в рассеянных скоплениях обычно значительно выше средней светимости соответствующих звезд поля (см. § 3.4).
По сути дела, метод, основанный на применении формулы Каптейна, являлся своеобразным рафинированием описанной выше идеи Херцшпрунга. Его появление и использование было исторически оправданным, ибо у большинства далеких скоплений в то время были известны спектры лишь наиболее ярких звезд, но уже к 1912 г. Херщппрунгом и Ресселом было установлено существование зависимости между спектральными классами и светимостью звезд, известной под названием диаграммы Херцшпрунга - Рессела, которая стала впоследствии основным средством определения расстояний до рассеянных скоплений. Мы вернемся к этому вопросу несколько позже, а пока остановимся на описании чисто геометрических методов определения расстояний.
<< 2.5 Фотографии и атласы звездных скоплений | Оглавление | 3.2 Тригонометрические, динамические и спектральные параллаксы >>
|
Публикации с ключевыми словами:
звезды - Скопление
Публикации со словами: звезды - Скопление | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
