Звездные скопления << 3.4 Диаграммы Херцшпрунга-Рессела. Определение расстояний до скоплений по величинам и спектральным классам звезд | Оглавление | 3.6 Диаграммы величина - показатель цвета звезд скоплений. Возникновение фотометрических методов определения расстояний до рассеянных скоплений >>

---

3.5 Метод диаметров. Открытие необходимости и возможности учета межзвездного поглощения света

Стремление определять расстояния до все более и более далеких объектов стимулировало поиски новых методов решения этой задачи. Применение метода Рессела существенно расширяло возможности астрономов, но спектральные классы даже ярчайших звезд далеких скоплений не поддавались определению.

Одним из простейших и, казалось, довольно легко определяемых признаков расстояния до скоплений представлялись их видимые угловые диаметры. Еще Шепли (1915а) обратил внимание на существование единой для шаровых и рассеянных скоплений зависимости между угловыми диаметрами этих образований и величинами их ярчайших членов, полученной им по данным каталога Бэйли (1908) и позволявшей надеяться на возможность определения относительных параллаксов скоплений из измерений их диаметров или величин их членов.

Диаметры скоплений можно определять разными способами: путем непосредственных глазомерных оценок размеров видимой на небе или на фотопластинке группы звезд или путем проведения звездных подсчетов в квадратиках сетки или участках кольцевых зон палетки, наложенной на пластинку, с последующим вычислением видимой звездной плотности. При пользовании вторым способом радиусом скопления считается расстояние, начиная с которого плотность звезд перестает уменьшаться с удалением от центра системы.

В 1919 г. Шепли (1919) применил метод диаметров для определения расстояний до 56 рассеянных скоплений. Калибровку зависимости между видимыми угловыми диаметрами и параллаксами скоплений он осуществил по 14 скоплениям, расстояния до которых были определены им по видимым величинам красных гигантов или В-звезд. При этом Шепли использовал оценки диаметров скоплений на картах Франклин-Адамса и других снимках, сделанные им, Бэйли (1908), Мелоттом (1915) и Дэвис.

Изящный метод определения диаметров скоплений, предложенный Шарлье (1918), был широко применен Раабом (1922). В методе Шарлье кривые распределения видимой плотности звезд вдоль двух взаимно перпендикулярных диаметров скопления (построенные с учетом средней плотности фона) уподобляются гауссовым кривым. Вычислив соответствующие этим кривым значения дисперсии плотности σ , можно принять за диаметр скопления величину, в 5-6 раз превышающую значение σ .

Установив наличие корреляции между определенными таким образом диаметрами скоплений и расстояниями последних, найденными с помощью формулы Каптейна (3.1), Рааб, однако, не воспользовался этой корреляцией для определения расстояний до скоплений в тех случаях, когда формула Каптейна оказывалась неприменимой. Это обстоятельство может вызвать удивление, но осторожность Рааба вполне обоснованна, так как проблема определения расстояний до скоплений по их видимым диаметрам далеко не так проста. Шарлье (1918), внимательно рассмотревший эту проблему в уже упомянутой статье, пришел к следующим довольно очевидным выводам.

Видимый диаметр скопления обратно пропорционален расстоянию до скопления. Обратное заключение было бы верным только в том случае, если бы все скопления имели одинаковые линейные диаметры. Если дисперсия линейных диаметров очень мала, расстояние приблизительно обратно пропорционально угловому диаметру. Но если дисперсия линейных размеров значительна, - а именно это имеет место в действительности, - корреляция оказывается более сложной. Шарлье вывел формулы, показывающие, что для больших значений видимых диаметров среднее расстояние скоплений возрастает обратно пропорционально этим значениям, но для малых значений видимых диаметров среднее расстояние приближается к некоторому определенному пределу, а дисперсия реальных расстояний чрезвычайно возрастает.

Несмотря на отмеченные трудности, в 1930 г. Трюмплер (1930а) все же разработал метод определения расстояний до рассеянных скоплений по их видимым диаметрам. При этом для калибровки зависимости между видимым диаметром и расстоянием скоплений от Солнца использовались системы, расстояния до которых были определены с помощью диаграмм Херцшпрунга - Рессела (известных к тому времени уже для 100 скоплений) с приданием упомянутых в конце § 3.4 эмпирических поправок.

Для поисков зависимости между расстоянием и видимым диаметром скопления Трюмплер предпочел использовать значения диаметров, полученные путем глазомерных оценок в однородной системе, в основном на картах Франклин-Адамса. Линейный диаметр скопления D связан с его угловым диаметром d, выраженным в минутах дуги, соотношением

(3.32)

где r - расстояние до скопления. Когда Трюмплер вычислил значения D для скоплений с известными расстояниями, то оказалось, что эти значения заключены в интервале от 2,3 до 21 парсека, т. е. могут различаться на порядок. Такой параметр трудно использовать для определения расстояния. Именно поэтому Трюмплер ввел свою вторую систему классификации скоплений - по внешнему виду (см. § 2.2), предположив, что скопления, имеющие сходное строение и одинаковое число членов, имеют и близкие линейные размеры. Строение скоплений, по Трюмплеру, определялось четырьмя степенями их концентрации к центру (I-IV), а число членов характеризовалось тремя буквами - р, m, r.

Разбив 76 скоплений на 12 групп (Ip, Im, Ir,..., IVm, IVr), Трюмплер обнаружил, что в каждой из групп, соответствующих данной степени концентрации, средний линейный диаметр возрастает с переходом от бедных (р) скоплений к богатым (r). В то же время наблюдался рост средних линейных диаметров с переходом от наиболее концентрированных скоплений (I-II степени концентрации) к скоплениям меньшей концентрации (III степени). Наибольшие размеры имели скопления IV степени концентрации. Теперь можно было рассчитывать на приблизительное сходство линейных диаметров скоплений, относящихся к каждой из 12 рассмотренных групп. Однако когда Трюмплер определил средние линейные диаметры скоплений каждой группы и расположил эти скопления в порядке возрастания их расстояний от Солнца, оказалось, что наблюдаемые линейные диаметры более близких скоплений любой группы меньше соответствующих средних, а более далеких - больше. В среднем, наиболее далекие скопления оказались в два раза больше самых близких.

Проанализировав возможные источники ошибок, Трюмплер пришел к выводу, что причиной этого явления может быть только наличие межзвездного поглощения света в Галактике. Возрастание линейных диаметров более далеких скоплений означает, что принимаемые для них расстояния систематически преувеличиваются. В действительности эти скопления находятся ближе, а видимый блеск их звезд выглядит ослабленным поглощением света межзвездной средой. В соотношение, связывающее видимый модуль расстояния m-М скопления с его истинным расстоянием r, Трюмплер ввел член ar, зависящий от поглощения:

(3.33)

где a - коэффициент поглощения.

Наблюдаемые без учета поглощения расстояния скоплений r' вычислялись Трюмплером по формуле

(3.34)

Из формул (3.33) и (3.34) вытекает соотношение, связывающее между собой расстояния r и r':

(3.35)

Линейные диаметры D' скоплений вычислялись Трюмплером по формуле (3.32) с использованием расстояний r'. Переходя к логарифмам, можно написать

(3.36)

Для истинных линейных диаметров D аналогичное соотношение имеет вид

(3.37)

Отсюда, принимая во внимание (3.35), находим

(3.38)

Методом последовательных приближений, на описании которого мы не останавливаемся, Трюмплер нашел, что в фотографических лучах значение a составляет 0^m,79 на килопарсек. При этом расстояния до скоплений, вычисленные по формуле (3.33), приводят к значениям линейных диаметров D, не зависящим от расстояний скоплений от Солнца.

Трюмплер учел также возможность селективности поглощения, т.е. зависимости его от эффективной длины полны проходящего света, и указал на вызываемые им изменения показателей цвета звезд скоплений. К тому времени уже была хорошо известна зависимость между показателями цвета и спектральными классами близких к Солнцу звезд, дающая не искаженные поглощением нормальные показатели цвета (СI₀) звезд, соответствующие данному спектральному классу. У звезд некоторых скоплений были обнаружены отклонения от этой зависимости: реально наблюдаемые показатели цвета (CI = m_pg - m_pv) были больше нормальных (СI₀); звезды этих скоплений обладали избытками цвета (СЕ = CI - СI₀). В связи с большими ошибками определения нуль-пунктов и шкал систем фотографических и фотовизуалных звездных величин, этим явлениям сначала не придавали большого значения.

Еще в 1925 г. Трюмплер (1930а), по его собственному признанию, "не был расположен к идее о существовании общего и селективного поглощения в нашей звездной системе" и поэтому скептически отнесся к большим избыткам цвета, обнаруженным им по данным Шепли (1917) у звезд скопления М 11, сомневаясь в правильности результатов Шепли (Трюмплер, 1925б). Однако вскоре Валленквист (1929а), не будучи в состоянии объяснить ошибками наблюдений большие расхождения между определенными им показателями цвета звезд скопления NGC 663 и спектральными классами этих звезд, заключил, что "наиболее вероятное объяснение состоит, по-видимому, в допущении селективно поглощающих свет облаков, находящихся в пределах (и в окрестностях) скопления NGC 663". Ранее Бруггенкате (1927), анализируя зависимости между показателями цвета и величинами звезд в некоторых скоплениях, также пришел к выводу о существовании поглощающих свет облаков, связанных с этими системами.

Для того чтобы проверить гипотезу Трюмплера о поглощении света средой, приблизительно равномерно распределенной в пространстве, нужно было показать, что средний избыток цвета звезд в разных скоплениях пропорционален их расстоянию от Солнца. Если бы поглощение света было связано только с самими скоплениями, такой зависимости не оказалось бы. Но она действительно была обнаружена Трюмплером. Максимальные избытки цвета наблюдаются у наиболее далеких скоплений.

Полученная Трюмплером зависимость между СЕ и r (СЕ = сr) показала, что с = +0^m,32 ± 0^m,03 на килопарсек. Подобные значения с уже были получены некоторыми авторами, неоднократно определявшими эту величину по близким звездам, начиная с 1909 г. Однако наличие голубых звезд в далеких шаровых скоплениях и даже в скоплениях, расположенных близ галактической плоскости, мешало в то время Шепли (1930) принять гипотезу о наличии избирательного поглощения света, объяснявшегося рассеянием света па мелких частицах, более или менее равномерно распределенных в пространстве. Конечно, и Шепли и другие астрономы не отрицали общего поглощения света явно видимыми на фоне Млечного Пути темными и светлыми диффузными туманностями, но они считали это поглощение нейтральным и ограниченным только областями этих туманностей. Покраснение далеких звезд Шепли объяснял тем, что они являются гигантами, ибо к тому времени также было установлено, что по сравнению с карликами гиганты соответствующих спектральных классов заметно краснее.

Анализируя данные об избытках цвета звезд скоплений и диаметрах этих систем, Трюмплер показал, что поглощение света ограничено сравнительно тонким слоем толщиной 200-300 пс, лежащим в районе галактической плоскости. Этим удалось объяснить, казалось бы, противоречившие результатам Трюмплера выводы Шепли. Правда, и Шепли (1930, с. 124) уже начинал склоняться к признанию растущих свидетельств о наличии признаков общего и избирательного поглощения света в направлении нескольких звездных облаков Млечного Пути.

Определив истинные средние линейные диаметры скоплений разного типа, Трюмплер получил возможность находить расстояния до скоплений по их видимому диаметру и типу во второй системе своей классификации (однозначно определяющему линейный диаметр скопления), пользуясь формулой (3.32), с вероятной ошибкой, достигавшей, по его оценке, ±12%.

В главе 8 показано, что в действительности определявшиеся и Трюмплером и другими авторами так называемые диаметры скоплений являются диаметрами лишь наиболее плотных центральных областей этих образований, которые мы будем называть ядерными областями (или ядрами) скоплений. Сам Трюмплер предупреждал об отличии его диаметров от "предельных", которые находятся путем звездных подсчетов или выделения членов скопления по их общим собственным движениям.

В одной из более поздних работ Трюмплера (1940) показывается, что наблюдатель перестает замечать звезды скопления, когда их видимая плотность становится меньше 50% видимой плотности звезд фона. Как правило, предельный диаметр бедного звездами скопления в 2-3 раза больше оцениваемого на глаз. Поэтому нужно отдавать себе отчет в том, что, говоря о методе диаметров, мы, в сущности, говорим об определении расстояний до скоплений с помощью не их предельных диаметров, а диаметров их ядерных областей.

После появления работы Трюмплера (1930а) представление о наличии межзвездного поглощения света, проявляющегося не только в явно выраженных диффузных туманностях, но и в пространстве между ними, получило повсеместное признание, чему особенно способствовало стимулированное им и проведенное Стеббинсом и Хаффером (1934) фотоэлектрическое исследование избытков цвета В-звезд, так же, как и рассеянные скопления, концентрирующихся к галактической плоскости. Стеббинс и Хаффер получили несколько большее, чем Трюмплер, предварительное среднее значение коэффициента поглощения a_pg = 1^m,12/кпс, правда, с большим разбросом (от 0^m,40 до 1^m,72).

В связи со всем изложенным уместно сказать несколько слов о работе Коллиндера (1931), выполнявшейся почти одновременно с работой Трюмплера и посвященной тем же проблемам. Разработанные Коллиндером методы определения расстояний до скоплений по их видимым диаметрам, по их интегральным видимым величинам, по среднему видимому расстоянию между их членами позволяли (по оценке самого Коллиндера) определять модули расстояния скоплений с точностью лишь до ±(1^m,0-1^m,5). Коллиндер игнорировал поглощение света, пренебрег различием линейных диаметров скоплений с разным числом членов и разных классов концентрации и лишь частично пытался учесть различие интегральных абсолютных величин рассеянных скоплений, считая, что скопления, ассоциированные с туманностями, и скопления типа μ Nor в среднем на 1^m,6 ярче скоплений типа Яслей и Плеяд. Критические замечания, высказанные Коллиндером, не поколебали выводов Трюмплера. В работе Коллиндера прозвучала лебединая песня многих косвенных методов определения расстояний до скоплений, окончательно уступивших с тех пор место фотометрическому методу. Но прежде чем продолжать изложение работ, посвященных развитию этого метода, закончим рассмотрение проблем, связанных с методом диаметров.

В работе 1930 г., как и в своем более позднем исследовании, Трюмплер (1930а; 1940) не учитывал влияния поглощения света на непосредственно оцениваемые видимые угловые диаметры ядер скоплений, использовавшиеся им для определения поглощения. На возможность такого влияния указывал еще Бруггенкате (1927, с. 27), но реально оно было обнаружено только в 1949 г. Бархатовой (1949а).

Построив полученную по 58 скоплениям среднюю зависимость логарифмов видимых угловых диаметров d' ядер скоплений от истинного модуля расстояния m₀-М для разных значений избытков цвета СЕ скоплений, Бархатова обнаружила, что для одного и того же значения m₀-М значения d' в среднем тем меньше, чем больше поглощение света в направлении на скопление. Бархатова вывела также эмпирическое соотношение между истинными линейными диаметрами скоплений D и искаженными поглощением их наблюдаемыми линейными диаметрами D₁:

(3.39)

Это же соотношение выполняется и для логарифмов видимых угловых диаметров скоплений.

Поглощение увеличивает видимый модуль расстояния скопления, но одновременно уменьшает его видимый угловой (а следовательно, и линейный) диаметр. Если не учитывать влияния поглощения на диаметр скопления, то кажущийся рост линейных диаметров с расстоянием, позволивший Трюмплеру определить значение коэффициента поглощения a, должен происходить медленнее, чем в действительности. Это должно привести к получению сниженного значения величины a. И действительно, найденное Трюмплером значение a_pg (0^m,79/кпс) в несколько раз меньше общепринятого среднего значения этой величины. На это обстоятельство также обратила внимание Бархатова (1949а), попытавшаяся в своей работе определить значение a с учетом влияния поглощения на видимые диаметры скоплений. Шаров (1963) нашел, что значение а в галактической плоскости достигает 2^m,2/кпс в системе B.

Если пренебрегать влиянием поглощения на угловые диаметры рассеянных скоплений, то определенные по методу диаметров расстояния далеких скоплений окажутся преувеличенными.

В 1949 г. Бархатова (1949б; 1950), пользуясь методикой Трюмплера (1930а) и новыми данными о межзвездном поглощении света (Паренаго, 1945), определила новые расстояния 334 рассеянных скоплений, содержащихся в каталоге Трюмплера (1930а), с учетом влияния поглощения света на видимые угловые диаметры этих объектов.

---

<< 3.4 Диаграммы Херцшпрунга-Рессела. Определение расстояний до скоплений по величинам и спектральным классам звезд | Оглавление | 3.6 Диаграммы величина - показатель цвета звезд скоплений. Возникновение фотометрических методов определения расстояний до рассеянных скоплений >>

Публикации с ключевыми словами: звезды - Скопление Публикации со словами: звезды - Скопление
См. также: Звезды, пыль и туманность в NGC 6559 25 самых ярких звезд на ночном небе Анимация: черная дыра разрушает звезду Комета, скопления и туманности Сравнение размеров звезд Самая далекая из всех известных звезд? Сбрасывающая массивную оболочку звезда G79.29+0.46 Все публикации на ту же тему >>