Звездные скопления << 6.1 Введение | Оглавление | 6.3 Общий вид диаграмм величина - показатель цвета звезд шаровых скоплений. Звезды главной последовательности в этих системах и субкарлики >>

---

6.2 Методы Шепли определения расстояний до шаровых скоплений

Форма зависимости период - светимость для цефеид была установлена Шепли путем совмещения между собой соответствующих зависимостей для цефеид и переменных типа RR Лиры, находящихся в шаровых скоплениях ω Сеn, М 3, М 5, М 15 и в Малом Магеллановом Облаке, при условии совпадения абсолютных величин переменных типа RR Лиры в разных звездных системах. Нуль-пункт этой зависимости был определен путем анализа собственных движений и лучевых скоростей цефеид и звезд типа RR Лиры в окрестностях Солнца. Фотографическая медианная (Мах + min)/2, абсолютная величина М_pg переменных типа RR Лиры была принята Шепли в 1930 г. равной 0^m,00.

Шепли и его современники были уверены в том, что долгопериодические цефеиды в шаровых скоплениях (называемые теперь переменными типа W Vir) действительно являются типичными классическими цефеидами и с помощью полученной единой зависимости можно определять расстояния как до шаровых скоплений, так и до любых других звездных систем, содержащих цефеиды.

Таким образом, переменные типа RR Лиры и цефеиды были использованы для определения расстояний до шаровых скоплений или непосредственно (для 19 систем) или путем применения их для калибровки других методов. В частности, было замечено, что величины самых ярких звезд шаровых скоплений связаны с величинами наблюдаемых в этих системах переменных типа RR Лиры. Разность между средней величиной ярчайших звезд и медианной величиной переменных типа RR Лиры в данном скоплении оказалась настолько постоянной, что появилась возможность определения расстояний до скоплений по видимой величине их ярчайших звезд.

Практически, Шепли отбрасывал пять самых ярких звезд в скоплении, чтобы уменьшить влияние возможных оптических двойных систем и случайного наложения ярких звезд фона. Затем вычислялась средняя видимая величина последующих 25 ярчайших звезд (〈m〉₂₅). Наряду с 〈m〉₂₅ Шепли использовал также величины шестой и тридцатой по блеску звезды в скоплении (m₆ и m₃₀). Разности между средней медианной величиной (med) переменных типа RR Лиры в скоплении и 〈m〉₂₅, равно как и разности med - m₆ и med - m₃₀, оказались зависящими от класса концентрации (Cl) скопления (табл. 6.1).

Cl	med - m6	med - 〈m〉25	med - m30
I VI XII	1m,77 1m,60 1m,29	1m,34 1m,24 0m,92	1m,04 0m,89 0m,71
IX - XII	0m,94	0m,44	0m,03

Шепли обратил также внимание на существование среди скоплений IX - XII классов концентрации группы объектов, имеющих сравнительно небольшое число красных гигантов. Он назвал их скоплениями, бедными гигантами. Значения разностей med - m₆ и т. д. для этих скоплений приведены в последней строке табл. 6.1.

Впоследствии выяснилось, что разнообразие шаровых скоплений далеко не ограничивается отмеченными различиями. Одним из экстремальных примеров является скопление Abell (Palomar) 13. Ярчайшими звездами этого скопления являются не красные гиганты, а переменные типа RRab (Розино, 1957). На рис. 77 (Чатти и др., 1965) показана удивительная диаграмма V, В - V звезд этого скопления. Крестиками отмечены звезды поля, светлыми кружками - переменные типа RR Лиры.

Используя расстояния, найденные для 48 систем по переменным типа RR Лиры, цефеидам и ярким звездам, Шепли установил наличие зависимости между расстояниями и видимыми диаметрами скоплений, а также корреляцию между расстояниями и видимыми интегральными величинами этих систем (в последнем случае для скоплений, бедных гигантами, была получена отдельная зависимость). Оцениваемые на снимках угловые диаметры шаровых скоплений и их интегральные величины, конечно, зависят от экспозиции, и это нужно учитывать при разработке соответствующих методов. Ясно также, что оценки диаметров и интегральных величин относятся к ядрам скоплений.

При окончательном определении модулей расстояния m - М скоплений но всем этим методам бралось взвешенное среднее значение m - М, причем наибольший вес, зависящий от числа переменных звезд в скоплении, приписывался значению, полученному по переменным звездам, а значениям, основанным на изучении ярких звезд, диаметров и интегральных величин скоплений, давались веса 4, 1 и 1, соответственно.

Рис. 77. Диаграмма V, В - V для скопления Palomar 13 (Чатти и др., 1965).

Таким путем была получена система расстояний 93 шаровых скоплений, приведенных в каталоге Шепли (1930).

Все эти основные методы определения расстояний до шаровых скоплений с теми или иными модификациями сохранились до наших дней. Шепли не учитывал межзвездного поглощения света. Последующие исследователи уточняли его методику, в особенности за счет учета поглощения света.

Впервые поглощение света для шаровых скоплений пробовал учесть Бааде (1935), принимавший, что поглощающая свет среда распределена равномерно в тонком слое близ галактической плоскости и, следовательно, поглощение пропорционально косекансу галактической широты скопления. Более точный учет его произвели Стеббинс и Уитфорд (1936), измерившие фотоэлектрические показатели цвета С₂ 69 шаровых скоплений в своей цветовой системе С₂(С₂ = m₄₃₄₀ - m₄₆₇₉). Принимая среднее значение С₂ для скоплений, находящихся близ полюоса Галактики, за нормальный показатель цвета шаровых скоплений (С₂ = -0^m,08), Стеббинс и Уитфорд определяли избытки цвета Е скоплений по формуле

(6.1)

где множитель 1,682 служит для перехода от системы значений С₂ к цветовой системе С₁, применявшейся ими при изучении В-звезд (С₁ = m₄₂₆₀ - m₄₇₇₀). Общее же поглощение в фотографических лучах A_pg связано со значениями избытков цвета Е соотношением A_pg = 3,2 · Е.

Рис. 78. Зависимость между классом концентрации CI и интегральной абсолютной величиной M_pg шаровых скоплений (Паренаго и др., 1949).

В 1941 г. Паренаго и др. (1949) обнаружили подозревавшуюся Стеббинсом и Хаффером (1934) зависимость видимых диаметров шаровых скоплений от поглощения света и разработали способ учета этого явления при определении расстояний до скоплений но их видимым диаметрам. Попутно они выявили зависимость абсолютной величины M_pg шаровых скоплений от их класса концентрации (рис. 78). На рис. 79, взятом из той же работы, показано распределение соответствующих абсолютных величин шаровых скоплений. Как и Шепли, авторы рассматриваемой работы принимали, что медианная абсолютная фотографическая величина переменных типа RR Лиры равна 0^m,00. При этом использовались видимые интегральные фотографические величины скоплений, полученные Воронцовым-Вельяминовым (1929), Шепли (1930), Высоцким и Вильямсом (1933) и Кристи (1940), приведенные к шкале величин Кристи. Значения угловых диаметров скоплений основывались на глазомерных оценках Шепли (1930), а также на результатах измерений микрофотометрических разрезов вдоль диаметров изображений скоплений (Шепли и Сэйер, 1935). Межзвездное поглощение определялось в основном по данным Стеббинса и Уитфорда.

Рис. 79. Распределение абсолютных величин M_pg шаровых скоплений (Паренаго и др., 1949).

В 1951 г. Ломан (1952) повторил эту работу, подтвердив зависимости, изображенные на рис. 78 и 79. Последующая ревизия модулей расстояния шаровых скоплений, предпринятая при тех же основных предположениях Кинма-ном (1958), фактически не прибавила ничего нового к выводам Паренаго и др. (1949).

Между тем тогда же, в начале 50-х годов, возникли предпосылки наступления нового этапа в решении проблемы определения расстояний до шаровых скоплений.

---

<< 6.1 Введение | Оглавление | 6.3 Общий вид диаграмм величина - показатель цвета звезд шаровых скоплений. Звезды главной последовательности в этих системах и субкарлики >>

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 >>