Звездные скопления
<< 3.8 Структура диаграмм величина-показатель цвета. Двойные звезды в рассеянных скоплениях | Оглавление | 3.10 U, B, V-фотометрия и двухцветные диаграммы. Q-метод и учет поглощения света с помощью двухцветных диаграмм. Стандартная главная последовательность >>
3.9 R,G,U-фотометрия. Метод Беккера определения расстояний до рассеянных скоплений
Наряду с совершенствованием методики измерения величин и показателей цвета звезд продолжались поиски новыхх методов определения расстояний до рассеянных скоплений. Особенно важно было научиться находить расстояния далеких слабых объектов, для которых были невозможны оценки спектральных классов их членов, и, следовательно, определения избытков цвета обычным методом.
Нетрудно совместить с некоторым участком стандартной диаграммы Mv, СI0, построенной по близким к Солнцу звездам поля, главную последовательность звезд скопления, видимую на диаграмме mv, СI (после приведения значений CI к СI0 и исправления величин mv, за межзвездное поглощение света). Но практически невозможно сделать это, не зная спектральные классы хотя бы самых ярких звезд скопления для определения их избытков цвета, если мы имеем дело с обычными показателями цвета mpg - mpv, выраженными, например, в старой интернациональной системе звездных величин.
Было бы весьма удобно, если бы можно было выявлять звезды скоплений с известными нормальными показателями цвета только с помощью фотометрических данных, минуя необходимость прибегать к спектральному анализу. Эта возможность была найдена впервые Беккером (1938; 1948), но только в начале 50-х годов Беккер и Шток (1954) начали широкое применение трехцветной фотографической фотометрии для определения расстояний скоплений. После многолетних поисков и проб Беккер остановился на следующем практическом варианте метода, подробно изложенном в уже упомянутой статье Беккера и Штока.
Производятся фотографические измерения блеска звезд в трех эффективных длинах волн, определяемых комбинацией рефлектора с сочетаниями пластинок и фильтров (Δλ - полуширина полосы реакции), данными в табл. 3.1.
| Пластинки | Фильтр | λ, A | Δλ, A |
| Agfa Panchrom | RG 1 | 6380 | 500 |
| Agfa Astro unsens. | GG 5 | 4700 | 500 |
| Agfa Astro unsens. | UG 2 | 3730 | 500 |
В настоящее время (Бузер, 1979) вместо пластинок Agfa используются пластинки Kodak 103а-Е и Kodak 103а-O, а вместо фильтра RG 1 - фильтр RG610.
По начальным буквам применяемых фильтров получаемая трехцветная фотометрическая система называется системой R, G, U (от немецких слов rot, griin, ultraviolet - красная, зеленая, ультрафиолетовая области спектра).
Рис. 29. Зависимость между показателями цвета FIk (373/470)
и спектральными классами звезд главной последовательности
(Беккер, Шток, 1954).
Беккер и Шток (1954) построили сводные зависимости между спектральными классами звезд главной последовательности Sp и их показателями цвета в системе R, G, U: длинноволновыми - FIl (470/638) = m470 - m638 и коротковолновыми - FIk (373/470) = m373 - m470. Зависимость между FIl и Sp линейна, зависимость между FIk и Sp (рис. 29) имеет депрессию в районе спектральных классов А0-G0, которая объясняется наличием бальмеровского скачка, приходящегося на полосу U: водородное поглощение в спектре звезды в этом районе с изменением спектрального класса от В0 до А0 быстро возрастает и достигает максимума у звезд класса А0.
Рис. 30. Схема, поясняющая принцип определения избытков цвета FE и видимых модулей расстояния m-М рассеянных скоплений с помощью R,G,U-фотометрии (Беккер, Шток, 1954).
Далее по звездам с известными абсолютными величинами M470 строятся две диаграммы, схематически изображённые сплошными линиями на рис. 30. По оси абсцисс на первой из них отложены значения FIl, на второй - FIk. Ценность R, G, U-фотометрии определяется наличием на этих диаграммах практически вертикальных участков для всех наиболее ярких звезд главной последовательности, наблюдаемых в рассеянных скоплениях. Как видно из рис. 30, эти участки соответствуют звездам классов О-В (на длинноволновой диаграмме) и звездам классов А-F (на коротковолновой). Так как большинство рассеянных скоплений относится либо к типу Плеяд (1b), либо к типу Гиад (2а), вертикальные участки почти всегда будут присутствовать на построенных для них диаграммах m470, FIl или m470, FIk, где m470 - видимая величина звезды. Применение диаграмм пояснено на рис. 30 отдельно для скоплений типа 1b и 2а. Избирательное межзвездное поглощение света смещает видимую главную последовательность скопления (изображенную прерывистой линией) вправо относительно стандартной последовательности, изображенной сплошной линией. Сначала по вертикальным участкам диаграмм определяют избытки цвета FEl и (или) FEk. Они связаны между собой соотношениями
|
(3.53) |
После исправления наблюдаемых зависимостей m470, FIl и m470, FIk за избыток цвета находят по наклонным участкам последовательностей видимый модуль расстояния системы m - М, а затем исправляют его за общее поглощение, определявшееся вначале по формуле
|
(3.54) |
|
(3.55) |
Метод Беккера позволяет определять расстояния скоплений от Солнца и общее поглощение света в их направлении без знания спектральных классов входящих в них звезд. Он применим даже к очень концентрированным и далеким скоплениям, расстояния до которых прежде могли быть определены только по методу диаметров. Однако сразу же при своем возникновении этот фотографический метод был оттеснен на задний план более точным и получившим более широкое распространение фотоэлектрическим методом, основанным на применении трехцветной широкополосной U,B,V-фотометрии.
<< 3.8 Структура диаграмм величина-показатель цвета. Двойные звезды в рассеянных скоплениях | Оглавление | 3.10 U, B, V-фотометрия и двухцветные диаграммы. Q-метод и учет поглощения света с помощью двухцветных диаграмм. Стандартная главная последовательность >>
|
Публикации с ключевыми словами:
звезды - Скопление
Публикации со словами: звезды - Скопление | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
