Научная литература
booksshare.net -> Добавить материал -> Астрономия -> Гоффмейстер К. -> "Переменные звезды" -> 136

Переменные звезды - Гоффмейстер К.

Гоффмейстер К., Рихтер Г., Венцель В. Переменные звезды. Под редакцией Самуся H.H. — M.: Наука, 1990. — 360 c.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка): peremenniezvezdi1990.pdf
Предыдущая << 1 .. 130 131 132 133 134 135 < 136 > 137 138 139 140 141 142 .. 164 >> Следующая


-OlgiVaz =134-104,/(7^.

На основе уже упомянутых предварительных результатов зоннебергских наблюдений Рихтер (1967а) получил

Кг = ~ (6,2 ± 1,1) ¦ 10 "9 см/с2 (для 0 < z < 2 кпк).

Кинман и др. (1966) нашли

К. = -3-Ю"9 см/с1 (для z между 5 и 10 кпк).

Шмидт (1956) приводит вычисленные на основе модели теоретические значения;

K2 = -6,5 ¦ 10~9 см/с2 (для 2=5 кпк)

и

А'г = -2,S ¦ 10~9 см/с5 (для г =15 кпк).

Для подробного знакомства с этим вопросом рекомендуем работу Кинга (1977).

Наконец, заметим, что по пространственному распределению и относительным движениям объектов гало можно определить массу Галактики (Хартвик и Сарджент, 1978). Применив этот метод к звездам типа RR Лиры. Саха (1985) определил, что наша Галактика внутри объема радиусом

314

25 кпк вокруг центра содержит массу около 3 - 101 1 M.,- Но, к сожалению, это значение не очень надежно, лоскол ьку кине мати чески е параметры определены пока для малого числа звезд тина RR Лиры. Однако как раз по распределению скоростей звезд типа RR Лиры и по их распределению в Галактике можно заключить о наличии большого количества скрытой массы (см. также Хоукинс, 1984).

7.4. ЗАМЕЧАНИЯ К ПРОБЛЕМЕ ЭВОЛЮЦИИ ГАЛАКТИКИ

До сих пор не решенную проблему эволюции Галактики мы обсудим только с точки зрения переменных звезд. Молодые звезды образуются из межзвездного вещества. Большую часть згою вещества составляет водород; встречаются также пылевые частицы и тяжелые элементы - Ca, Na, Fe и др Долгое время возникновение тяжелых элементов было загадкой, считалось, что они могли образоваться одновременно со Вселенной Сейчас мы знаем, что условия, делающие возможным их образование, существуют в недрах звезд, и можно предположить, что эти составляющие межзвездною вещества уже хотя бы раз прошли через стадию звезды. Мы наблюдаем как формирование звезд из межзвездного вещества, так и выброс звездами вещества в межзвездное пространство. Возникает вопрос, может ли поддержнвлься некоторое кваэистационарное состояние, при котором внутри спиральных рукавов Галактики высвобождается в процессе разрушения одних звезд столько же вещества, сколько его необходимо для одновременно идущего звездообразования? Этот вопрос обсуждался Нернстом в его лекции в Берлинской академии в 1921 г. Лекция называлась "Вселенная в свете современных исследований". Уже тогда новые звезды считались источником звездного вещества. Позже была понята большая роль вспышек сверхновых звезд. Однако нормальное корпускулярное излучение звезд (звездный ветер), по-видимому, также является эффективным механизмом как на начальной стадии эволюции (у звезд типа T Тельца), так и на стадии, когда звезда проэволюционировала от главной последовательности к красным гигантам и сверхіигантам, лежащим вблизи границы устойчивости. Звезды типа RR Лиры в шаровых скоплениях, по-видимому, сохранили только половину массы своих предков с главкой последовательности, выбросив вторую половину в межзвездное пространство. Для дальнейшею знакомства с вопросом потери массы и влияния ее на эволюцию звезд можно обратиться к книге "Влияние потерн массы на звездную эволюцию" ("Effects of mass loss on stellar evolution". IAU Coll. № 59. - 1980; Astrophys. Space Sei. Library. -1981. - V. 89).

ГЛАВА 8

КРАТКИЙ ОБЗОР МЕТОДОВ НАБЛЮДЕНИЙ И ИХ ОРГАНИЗАЦИИ

8 I. НАБЛЮДЕНИЯ

Эта глава адресована людям, далеким от наблюдений, и начинающим наблюдателям. Для детального знакомства с методами наблюдения, измерения или обработки, требующими применения сложной аппаратуры, нужно обратиться к более специальной литературе. Подробнее мы остановимся на простых методах определения блеска переменных, по возможности, в звездных величинах.

S.U. Фотометрические наблюдения

Общие замечания. Как и в других областях фотометрии, здесь существуют визуальные и иевизуальные методы. Последние представлены прежде всего фотографией и фотоэлсктрической фотометрией. Нужно различать наблюдения непосредственно на небе и измерения на фотопластинках, которые могут осуществляться способом глазомерных оценок и более объективно, с помощью микрофотометра. Мри наличии некоторого опыта и способностей наблюдателя прямые визуальные оценки на небе или на фотопластинке требуют не только меньших усилий, но и в отличие от других областей исследований обеспечивают довольно высокую точность. Однако большей точностью обладают прямые фотоэлектрические измерения на небе, поскольку от погрешностей, присущих фотопластинке, избавиться невозможно.

Визуальные наблюдения. Все визуальные методы наблюдения предполагают оценку блеска переменной по отношению к соседним непеременным звездам. Нужно использовать по меньшей мере две звезды, одна из которых ярче, а другая слабее переменной. Ниже мы в первую очередь рассмотрим очень популярный степенной метод Аргеландера. Если переменная лишь чуть-чуть слабее, чем звезда а, то но Аргеландеру эта разница называется одной фотометрической степенью, что записывается как а\о. и если переменная при этом существенно ярче звезды h, например различие в три раза больше одной степени, то оценка будет выглядеть как a\v3b*). Когда блеск переменной увеличивается или уменьшается, привлекают дополнительные звезды сравнения. Разность блеска после-
Предыдущая << 1 .. 130 131 132 133 134 135 < 136 > 137 138 139 140 141 142 .. 164 >> Следующая

Реклама

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed

Есть, чем поделиться? Отправьте
материал
нам
Авторские права © 2009 BooksShare.
Все права защищены.
Rambler's Top100

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed