Звездные скопления << 3.13 Учет различий в содержании тяжелых элементов | Оглавление | 3.15 Начальная главная последовательность для звезд с высоким содержанием тяжелых элементов >>

---

3.14 Проблема определения расстояния до Гиад

Содержание предыдущих разделов позволяет без преувеличения сказать, что Гиады являются скоплением, на котором держится вся шкала галактических и внегалактических расстояний. От правильности определения расстояния до Гиад в значительной степени зависит правильность определения светимости цефеид, размеров и возрастов звездных скоплений, галактик и всей Метагалактики. После того как Л. Босс (1908) впервые исключительно удачно применил метод определения групповых параллаксов звезд к Гиадам (см. § 1.6), расстояние этого скопления от Солнца определялось неоднократно.

Херцшпрунг (1919) воспользовался для этого своим методом, изложенным в § 3.3 (см. формулу (3.30)). По определению Херцшпрунга для Гиад множитель в этой формуле оказался равным -0,00000105±0,00000006 (ср. квадратичная ошибка). Приняв лучевую скорость центра Гиад V_r = +38 км/с, Херцшпрунг нашел для Гиад значение π = 0",027±0",002 (r = 37,0 пс).

В 1926 г. Раймонд (1926) вновь применил метод Херцшпрунга для определения среднего параллакса Гиад, рафинировав методику вычисления коэффициента В. По изменениям координат восьми пар звезд, наблюдавшихся с 1755 по 1925 гг., Раймонд нашел, что средний параллакс Гиад заключен в пределах от 0",026±0",002 до 0",029±0",003 (r - от 38,5 до 34,5 пс). При этом он принимал практически то же значение V_r ( +38,1 км/с). В той же работе Раймонд развил метод определения параллакса Гиад по изменению лучевой скорости членов скопления с изменением углового расстояния от его центра. Этот метод дал то же значение π, но гораздо менее точно (0",028±0",015).

В 1939 г. Смарт (1939) по методу групповых параллаксов нашел, что расстояние до Гиад равно 35,5 пс. Как показал Сирс (1945), это расстояние преуменьшено на 7%, и учет ошибки регрессии (см. § 3.3) позволяет увеличить его до 38,2 пс.

В 1952 г. ван Бурен (1952), составив наиболее полный для своего времени список возможных членов Гиад ярче 9,0 визуальной величины и уточнив координаты апекса скопления методом дифференциальных поправок, получил новое значение расстояния до Гиад, равное 40,4 пс (π = 0",0247). Это значение, близкое к найденному Л. Боссом (1908), практически совпало с значением 40,6 пс, независимо найденным Р. Вилсоном (см. Эгген, 1950а). Довольно долго считалось, что значение расстояния Гиад известно нам с точностью до 3% (средняя квадратичная ошибка его определения, согласно ван Бурену, составляла ± 1,1 пс). Это убеждение поколебалось, когда Ходж и Уоллерстейн (1966) предложили увеличить расстояние до Гиад на 20% (!), приняв его равным 48 пс. Интересно проследить за ходом рассуждений этих авторов, чтобы продемонстрировать разнообразие и взаимосвязь явлений, с которыми сталкиваются астрономы при решении конкретных задач, и еще раз увидеть, как чрезмерная вера в справедливость общепринятых взглядов может порождать новые заблуждения. В 1938 г. Койпер (1938) пришел к выводу об отличии зависимости масса - светимость, полученной им по визуально-двойным звездам главной последовательности, являющимся членами Гиад, от аналогичной зависимости, показываемой звездами поля. Члены Гиад оказались, в среднем, ярче звезд поля той же массы. В соответствии со взглядами того времени (см. § 3.6), Койпер решил, что соотношение масса - светимость зависит от параметра, отличающегося от массы, а именно - от содержания водорода или гелия. Четверть века спустя аналогичное заключение сделал Эгген (1962а), нашедший, что компоненты визуально-двойных с меньшим (по сравнению с Гиадами) содержанием металлов удовлетворяют зависимости масса - светимость, отличающейся от полученной по членам Гиад. При той же массе эти звезды имеют меньшую светимость. Считая, что зависимость масса - светимость не может зависеть от изменения содержания металлов, Эгген вновь обратился к идее объяснения наблюдаемых различий различиями в содержании водорода у разных звезд, коррелирующими, возможно, с содержанием тяжелых элементов. При этом возникли противоречия, на описании которых мы уже не будем останавливаться. Ходж и Уоллерстейн (1966) обратили внимание на то, что увеличение на 20% расстояния до Гиад устраняет необходимость вывода о существовании разных зависимостей масса - светимость для звезд Гиад и звезд поля. В самом деле, массы визуально-двойных систем определяются из соотношения

(3.76)

вытекающего из формулы (3.4). При известных значениях а" и Р получаемые массы зависят от π . Если принятое значение π преувеличено, значения масс окажутся преуменьшенными .

Койпер и Эгген принимали для Гиад значение π = 0",027 (r = 37 пс). Ходж и Уоллерстейн показали, что для того, чтобы массы компонентов визуально-двойных систем в Гиадах совпали с массами подобных систем в окрестностях Солнца, достаточно принять, что средний параллакс Гиад равен 0",0225 (r = 44,4 пс).

Собственно говоря, уже один этот результат полностью снял бы всю проблему многозначности зависимости масса-светимость. Однако Ходж и Уоллерстейн не ограничились этим, а естественно попытались подтвердить свой вывод, обратившись, с одной стороны, к тригонометрическим параллаксам членов Гиад, а с другой, - к зависимости между абсолютной величиной M_V и шириной W₀ эмиссионной линии КСа II в спектрах звезд ярче пятой абсолютной величины. Эту зависимость, обнаруженную Вилсоном и Баппу (1957), часто называют эффектом Вилсона-Баппу. Средний тригонометрический параллакс 24-х членов Гиад оказался равным 0",0206 ± 0",0019 (р.е.). Средний параллакс четырех красных гигантов в Гиадах по уточненной Ходжем и Уоллерстейном зависимости между M_V и lgW₀ (KCa II) получился равным 0",0192. Взяв простое среднее из трех приведенных выше значений, Ходж и Уоллерстейн приняли параллакс Гиад равным 0",0207 (m - М = З^m,42).

Чтобы согласовать эту величину с наиболее, казалось бы, надежным значением, основанным на геометрическом методе определения групповых параллаксов членов Гиад, Ходж и Уоллерстейн высказали сомнение в правильности общепринятых координат апекса Гиад. Склонение апекса Гиад отличается от склонения центра скопления весьма незначительно (см. рис. 5). Поэтому положение апекса в основном зависит от точности значений компонентов собственных движений членов скопления по склонению (μ_δ), различие которых и определяет положение точки пересечения этих движений. Чем меньше это различие, тем дальше отстоит точка апекса от центра скопления, тем больше величина λ в формуле (1.1), тем меньше параллакс системы. Разность значений μ_δ членов скопления, расположенных в 7°; ,5 к северу и к югу от его центра, составляет 0",058/год. Чтобы увеличить расстояние до Гиад на 20% , достаточно было уменьшить эту разность на 0",012/год, т. е. допустить наличие в μ_δ звезд в этой области неба систематической ошибки, достигающей 0",0008/год на градус, возможность чего в то время не исключалась.

Предложенное Ходжем и Уоллерстейном изменение расстояния до Гиад означало уменьшение принимавшихся возрастов скоплений па 20%, уменьшение на 0^m,4 (в среднем) абсолютных неличин цефеид и переменных типа RR Лиры, увеличение па 20% внегалактической шкалы расстояний, соответствующее уменьшение постоянной Хаббла и увеличение возраста Метагалактики.

Статья Ходжа и Уоллерстейна вызвала оживленную дискуссию, продолжающуюся до сих пор. Достаточно упомянуть лишь работы Александера (1967; 1968), Вилсона (1967), Демарка (1967), Уоллерстейна и Ходжа (1967), Беймана (1967), Эггена (1968а; 1969а; 1969б), Антона (1970), ван Альтены (1969; 1974), Апгрена (1974), Хэнсона (1975), Бухгольца (1977), чтобы убедиться в этом. Александер и Вейман, возражая против предложения Ходжа и Уоллерстейна, указывали, что ошибки в определении собственных движений и, следовательно, положения апекса Гиад намного меньше тех, возможность которых допускали Ходж и Уоллерстейн. Тригонометрические параллаксы порядка 0",020, как считалось в то время, не могли иметь решающего значения при определении расстояния до Гиад. По мнению Александера, определения значений W₀ (К Са II) недостаточно точны для нахождения параллакса Гиад по зависимости M_V, lgW₀. Ревизия этой зависимости, выполненная Вилсоном (1967), показала, что абсолютные величины звезд Гиад, полученные по их групповым параллаксам, соответствующим расстоянию 40,4 пс, прекрасно согласуются с нею.

Поправка Ходжа и Уоллерстейна привела бы также к тому, что Солнце, имеющее δ(U - В) = +0^m,04, В - V = +0^m,663 и M_V = +4^m,87 (Александер, Стэнсфилд, 1966), с его возрастом 4 · 10⁹ лет оказалось бы после учета покровного эффекта лежащим в точности на главной последовательности Гиад, возраст которых на порядок меньше.

В отличие от Эггена, Александер не нашел явных признаков того, что зависимость масса - светимость для членов Гиад существенно отличается от обычной зависимости. При этом он использовал более точные значения собственных движений и элементов орбит визуально-двойных систем, являющихся членами Гиад, а также значение расстояния до Гиад, найденное в работе Веймана и др. (1965), которое практически совпадает со значением ван Бурена (1952).

Вейман (1967), тщательно рассмотревший также влияние систематических радиальных движений членов Гиад и возможного вращения этого скопления на определение положения его апекса, пришел к выводу, что точность определения этих эффектов недостаточна для их обнаружения и даже при самом неблагоприятном суммарном влиянии всех возможных ошибок модуль расстояния Гиад, найденный ван Буреном (З^m,03), нельзя увеличить больше, чем на 0^m,3.

В ходе дискуссии Уоллерстейн и Ходж (1967) согласились с тем, что предложенная ими поправка к модулю расстояния Гиад слишком велика и ее следует уменьшить вдвое. Это заключение было подтверждено работой ван Альтены (1969), определившего в 1968 г. параллакс Гиад путем сравнения величин одиннадцати белых карликов, являющихся возможными членами скопления, с абсолютными величинами ближайших к Солнцу ярких белых карликов.

Однако в 1973 г. Клюб (1974) предложил уменьшить (!) расстояние до Гиад, найденное ван Буреном, на 33%, приняв его равным 27 пс. Казалось, все нужно начинать сначала.

Чтобы проследить за логикой рассуждений Клюба, следует отметить, что незадолго до этого, применив для определения статистических параллаксов переменных типа RR Лиры по их собственным движениям и лучевым скоростям новый метод, основанный на принципе наибольшего правдоподобия, Клюб и Джонс (1971) нашли, что средняя абсолютная визуальная величина этих звезд равна +1^m,3 ± 0^m,5. Если приписать эту величину переменным, наблюдаемым в центральных районах Галактики, то центр Галактики окажется находящимся на расстоянии 6 - 7 килопарсек от Солнца вместо обычно принимаемых 10 кпс. К аналогичному заключению Клюб (1973) пришел, анализируя изменение поля скоростей звезд в широких окрестностях Солнца. По мнению Клюба, в районе Солнца существует несколько звездных групп, движения которых искажают картину поля скоростей, обусловленного галактическим вращением, и приводят к неверному значению определяемого этим полем расстояния R₀ до центра вращения. Анализ поля скоростей звезд, более далеких от Солнца, вновь привел Клюба к R₀ = 7 кпс.

Поскольку значение R₀ = 10 кпс основано на расстояниях и кинематике ОВ-звезд, цефеид и рассеянных скоплений, зависящих в свою очередь от расстояния Гиад, Клюб попробовал выяснить, насколько надежно определено это расстояние и нельзя ли изменить его в нужную сторону. Обнаружив, что область пересечений направлений собственных движений всех возможных членов Гиад занимает на небе довольно большую площадь (рис. 53), Клюб не смог точно фиксировать по этим направлениям положение апекса скопления. После этого он решил использовать для определения координат апекса только внешние члены Гиад, направления движений которых пересекались под большими углами на гораздо меньшей площади неба. Найденный таким образом апекс оказался расположенным ближе к скоплению, чем "стандартный" апекс ван Бурена, свидетельствуя о том, что скопление находится ближе к Солнцу, а именно - на расстоянии 27 парсек. Это означало, что расстояния всех объектов, зависящие от расстояния до Гиад, должны составлять 27:40 = 0,67 от прежних значений, что опять приводило к расстоянию до центра Галактики, равному не 10, а 6,7 кпс.

Возникшая ситуация побудила многих исследователей вновь обратиться к проблеме определения расстояния до Гиад. За сравнительно короткий промежуток времени была проделана огромная работа.

Ван Альтена (1974), сопоставив между собой значения модулей расстояния Гиад, полученные с 1967 по 1974 г. различными методами семнадцатью авторами, пришел к выводу, что значения, основанные на анализе собственных движений, систематически оказываются примерно на 0^m,2 меньше всех остальных значений, основанных на определении динамических, тригонометрических, фотометрических параллаксов, эффекте Вилсона - Баппу и теории внутреннего строения звезд. Отсюда уже можно было заключить, что причину расхождений следует искать в невыявленных систематических ошибках меридианных собственных движений.

В самом деле, так называемые меридианные собственные движения звезд являются разностями их экваториальных координат, определенных в разное время с разной точностью в непрерывно движущейся, с ползущим началом

Рис. 53. Область пересечения направлений векторов собственных движений 132 возможных членов скопления Гиады но данным ван Бурена (Клюб, 1974).

отсчета, координатной системе наблюдателями, находящимися на поверхности вращающегося волчка с его прецессирующей осью, подверженной нутации, и вынужденными учитывать еще множество различных факторов, количество которых возрастает по мере увеличения точности измерений. Точный учет вращательных движений фундаментальной системы координат, необходимый для перехода к инерциальной системе, при всех успехах современной фундаментальной астрометрии остается чрезвычайно трудной задачей.

В конце 40-х годов сотрудники Пулковской обсерватории в СССР и Ликской в США приступили к созданию инерциальной системы координат, основанной на непосредственных наблюдениях практически неподвижных на протяжении столетий далеких компактных галактик примерло 16^m, имеющих на снимках почти звездообразные изображения. К началу 70-х годов прошло достаточно времени для получения первых результатов выполнения намеченной программы наблюдений.

Для выявления систематических ошибок меридианных собственных движений членов Гиад, полученных в основном в системах GC, N30 и FK4, которые нельзя считать полностью независимыми, нужно было получить собственные движения этих членов в совершенно иной независимой системе. Эта задача была решена Хэнсоном (1975), который определил на Ликской обсерватории новые собственные движения возможных членов Гиад в инерциальной системе отсчета, связанной с далекими галактиками. Основываясь на них и применив развитый им метод определения поправок к положению "стандартного" апекса, Хэнсон нашел для расстояния Гиад от Солнца значение 48,4 пс (+4,8, -4,0 пс), в полном согласии с первоначальным предложением Ходжа и Уоллерстейна (1966). Таким образом, было получено еще одно свидетельство возможности наличия систематических ошибок неясной пока природы в меридианных собственных движениях звезд в районе Гиад.

Образовав среднее весовое из всех надежных значений модуля расстояния Гиад, полученных различными методами, Хэнсон получил наиболее вероятное значение m - М = 3^m,29 ± 0^m,08 (D = 45,5 ± 1,7 пс), являющееся, по-видимому, лучшим из всех результатов определений расстояния до Гиад, существующих в настоящее время.

Но этим дело не кончилось. Мак Алистер (1977), независимо проанализировавший собственные движения членов Гиад, полученные Хэнсоном (1975), обнаружил наличие хорошо выраженного уравнения яркости в компонентах собственных движений по прямому восхождению (μ_δ). Учет этого эффекта, проведенный путем исключения звезд ярче 9^m,5, привел к значению m - М = З^m,18 ± 0^m,16 вместо З^m,42 ± 0^m,20. Однако Хэнсон (1977), использовав новые определения абсолютных собственных движений звезд в дополнительных областях неба вокруг центрального района Гиад, нашел для Гиад по методу градиентов Антона значение m - М = 3^m,30 ± 0^m,06 (D = 45,7 ± 1,4 пс). Хэнсон подчеркивает, что этот результат не зависит от всех предыдущих определений этой величины.

В статье Хэнсона (1975) содержатся также справедливые критические замечания относительно методики Клюба определения апекса Гиад. В частности, ясно, что собственные движения внешних членов Гиад определены менее точно и не следует при нахождении апекса опираться только на них.

Мы лишены возможности привести здесь таблицу, содержащую сводку всех определений расстояния до Гиад. Наряду с упомянутыми выше работами следует отметить работы Расмусона (1921), Пирса (1955), Хекмана и Любека (1956), Корбина и др. (1975), использовавших метод групповых параллаксов, Каптейна и де Ситтера (1909), Эггена (1967), Клемолы и др. (1975), пользовавшихся тригонометрическими параллаксами, работы Лутца (1970), Маннери и Уоллерстейна (1971), основанные соответственно, на эффекте Вилсона - Баппу и методе определения фотометрических параллаксов, а также результаты Ибена (1967а), Кестера и Вайдеманна (1973), Антони-Тварог и Демарка (1977), вытекающие из теории внутреннего строения звезд.

Рис. 54. Результаты определений разными методами расстояния до Гиад в течение 70 лет (1 - групповые параллаксы, градиенты собственных движений и лучевых скоростей, 2 - динамические параллаксы, 3 - тригонометрические параллаксы, 4 - фотометрические параллаксы, эффект Вилсона - Баппу, 5 - внутреннее строение звезд).

Рис. 54 иллюстрирует изменение с течением времени наших представлений о расстоянии до Гиад (D). В скобки заключена точка, соответствующая весьма ненадежному определению Клюба. Стрелкой указана точка, соответствующая данным Сирса (1945), полученным из данных Смарта (1939) в результате учета ошибки регрессии. Черный ромбик с вертикальными черточками соответствует наивероятнейшему значению D с его возможной ошибкой, согласно Хэнсону (1975).

---

<< 3.13 Учет различий в содержании тяжелых элементов | Оглавление | 3.15 Начальная главная последовательность для звезд с высоким содержанием тяжелых элементов >>

Публикации с ключевыми словами: звезды - Скопление Публикации со словами: звезды - Скопление
См. также: Черная дыра разрушает звезду: анимация 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? Все публикации на ту же тему >>