Звездные скопления
<< 6.8 Горизонтальные и асимптотические ветви. Переходный период переменных звезд типа RR Лиры | Оглавление | 6.10 Двумерная и многомерная классификация шаровых скоплений Галактики >>
6.9 Использование соотношения между переходным периодом и светимостью переменных типа RR Лиры для определения расстояний до шаровых скоплений
Разочаровавшись в точности развитого им метода определения расстояний до шаровых скоплений, описанного в § 6.4, Сэндидж (1970) обратился к соотношению (6.8), впервые полученному Кристи еще в 1966 г. Использовав найденные Кристи (1966) по этому соотношению значения светимостей переменных звезд типа RR Лиры в скоплениях М 3 и М 15, Сэндидж получил их средние абсолютные величины <ΔMV> : +0m,80 в М 3 и +0m,57 в М 15. Значение <ΔMV> для этих переменных в скоплении М 92 (+0m,46) было найдено по методу Кристи Диккенсом (Сэндидж, 1970). Поскольку при таком определении переменные типа RR Лиры в скоплениях М 15 и М 92, относящихся к II группе Оостерхофа, оказываются на 0m,3 ярче переменных в М 3 (I группы Оостерхофа), что находится в соответствии с рис. 71 (§ 5.2), Сэндидж принял эту калибровку за окончательную и, опираясь на нее, определил модули расстояния этих скоплений.
Уместно отметить, что ван Херк (1965), повторивший на большем материале работу Павловской (см. § 6.3), нашел для средней медианной абсолютной величины переменных типа RR Лиры в поле Галактики значение MV = +0m,68 ± 0m,22.
Кукаркин (l974a) также принял зависимость Кристи (1966) в качестве исходной для калибровки своей системы расстояний до шаровых скоплений. Медианная абсолютная величина переменных типа RR Лиры (MVRR) в скоплениях определялась им по формуле
|
(6.9) |
|
(6.10) |
Обнаружив корреляцию величин [m/Н] со значениями Ptr:
![$$
\begin{array}{ll}
[m/H] = & -3,71 - 7,52\lg P_{tr}, \\ &\pm 0,30\pm 1,00 \end{array}
$$](https://images.astronet.ru/pubd/2011/06/28/0001252610/tex/formula124.gif){kind=small}
|
(6.11) |
Кукаркин в дальнейшем ввел значения [m/H] во все зависимости между различными параметрами, позволяющие определять, модули расстояния шаровых скоплений. Найдя видимые модули расстояния m - М 47 скоплений с помощью соотношения (6.9), Кукаркин воспользовался ими для калибровки зависимостей между m - М и средними величинами пяти и двадцати пяти самых ярких звезд скопления, между m - М и величинами переменных типа W Девы, красных переменных звезд разных типов, а также между m - М ж видимыми угловыми диаметрами скоплений, чтобы в дальнейшем (возродив на новой основе методику Шепли) использовать эти зависимости для определения модулей расстояния скоплений, не содержащих переменных типа RR Лиры.
Мы не будем описывать методику определения Кукаркиным избытков цвета Е(В - V) шаровых скоплений, учет которых позволил перейти от видимых к истинным модулям расстояния всех 129 скоплений, характеристики которых содержатся в монографии Кукаркина (1974а). Приведя многочисленные данные к одной системе, Кукаркин получил свою систему расстояний до шаровых скоплений, существенно отличающуюся от систем других авторов.
Рис. 97. Сопоставление истинных модулей расстояния шаровых скоплений Галактики, полученных Кукаркиным (К) и Харрисом (H) (Шаров, 1978).
На рис. 97 (Шаров, 1978) сопоставлены между собой истинные модули расстояний галактических шаровых скоплений, полученные Кукаркиным (1974а) и Харрисом (1976); последний принимал среднюю абсолютную величину переменных типа RR Лиры во всех скоплениях равной 0m,6, обращая внимание на то, что в Магеллановых Облаках переменные типа RR Лиры показывают ничтожную дисперсию средних абсолютных величин (± 0m,2). Этот рисунок является объективной иллюстрацией современного состояния проблемы определения расстояний до шаровых скоплений.
<< 6.8 Горизонтальные и асимптотические ветви. Переходный период переменных звезд типа RR Лиры | Оглавление | 6.10 Двумерная и многомерная классификация шаровых скоплений Галактики >>
|
Публикации с ключевыми словами:
звезды - Скопление
Публикации со словами: звезды - Скопление | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
