Физическая энциклопедия Том 4 - Порохов А.М.
Скачать (прямая ссылка):
Расстояния до более далёких рассеянных скоплений определяют др. методом. На диаграммах звёздная величина — показатель цвета (см. Астрофотометрия) большинство авёзд в скоплении лежит в узкой полосе, называемой гл. последовательностью (см. Герцшпрунга — Ресселла диаграмма). На ней находятся звёзды, источником энергии к-рых служит превращение водорода в гелий (самая длит, стадия эволюции звёзд). После конца гравитац. сжатия протозвезды п начала горения водорода светимость всех звёзд дайной массы долгое время остаётся одинаковой, оии находятся иа иач. гл. последовательности (НГП). Её положение для всех скоплений в первом приближении одинаково. Для звёзд промежуточных и малых масс (спектральных классов A, F и G) абс. звёздная величина (светимость) на НГП определяется непосредственно по расстоянию до Гиад. Совмещая с НГП гл. последовательность скопления, построенную в видимых звёздных величинах, получают модуль расстояния соответствующего скопления, если в нём доступны наблюдениям достаточно слабые (маломассивные) звёзды (рис. 2). В общем случае используют положение НГП, полученное подсоединением к гл. последовательности Гиад диаграмм более молодых скоплений, на гл. последовательностях к-рых массивные звёзды классов В и О ещё ие успели отойти вверх (проэволюциоипровать) от нач. положения. (В Гиадах эти массивные звёзды уже отсутствуют, поскольку быстро эволюционируют.) В этом методе предварительно учитывают различие хим. состава скопления и Гиад, а также поглощение света, к-рое для далёких скоплений, находящихся в плоскости Галактики, может достигать ми. звёздных величии. Для этого разработаны методы определения поглощения по многоцветной фотометрии звёзд в скоплениях, позволяющие разделить температурное и обусловленное погло-
РАССТОЯНИЙ
Рнс. 2. Определение модуля расстояния скопления а Персея совмещением его главной последовательности (ыяжняя кривая: звёздная величина — показатель цвета В — V) с начальной главной последовательностью (НГП), для которой звёздные величины на диаграмме имеют смысл абсолютных. Вверху указаны соответствующие показателю цвета спектральные классы. Штриховая линия — часть начальной главной последовательности, отсутствующая на диаграмме для скопления а Персея.
+0,6 B-V
щеиием света увеличение (покраснение) показателей цвета звёзд. Так определены расстояния до 450 скоплений Галактики. Совмещение гл. последовательности с начальной, прокалиброванной в абс. величинах, стало возможным и для скоплений в ближайших галактиках — Магеллановых Облаках, модуль расстояния скоплений в Большом Магеллановом Облаке составляет 18,3—18,6т (45,7—52,3 кпк).
В дюжине рассеинных скоплений имеются пульсирующие жёлтые сверхгиганты — цефеиды,, светимость к-рых свизаяа с легко определяемым периодом изменения блеска. Эта зависимость (рис. 3) является следствием фундам. соотношений, связывающих массу и светимость звёзд, а также их ср. плотность и период пульсаций. Наклон зависимости период — светимость определяется по цефеидам в близких галактиках, размерами
Рве. 3. Зависимость период — светимость (абсолютная величина), построенная для цефеид в рассеянных скоплениях (точки) и ОВ-ассоциациях (крестики) Галактики. My— средняя за период визуальная абсолютная величина, P — период.
Mv
-6
-4
.+Hr
0,5
(,D
1,5 IZP
286
к-рых можио пренебречь по сравнению с расстоянием до них, так что разность видимых звёздных величии равна разности абс. звёздных величин. Большая светимость позволяет обнаруживать цефеиды в близких галактиках (вплоть до расстояний в 5—7 Мпк); известные по цефеидам расстояния до этпх галактик можно использовать для определения светимостей еще более «дальиодействующих» индикаторов расстояния — ярчайших сверхгигантов, шаровых скоплений н диаметров зон HII.
Большинство рассеяний в пределах нашей Галактики, зависимость скорости её вращения от расстояния до центра, локализация спиральных рукавов определяются Р. ш. рассеянных скоплений и опирающейся на неё Р. ш. цефеид. Оценки расстояния до центра Галак-тикн зависят от этих шкал, а также от независимой системы расстояний (ср. параллаксов) пульсирующих переменных звёзд типа RR Лиры и шаровых звёздных скоплений. Эти объекты относятся к сферич. составляющей Галактики и концентрируются к её центру, в отличие от цефеид и рассеянных скоплений, концентрирующихся, как и др. молодые объекты, к плоскости Галактики. Ср. параллаксы звёзд типа RR Лиры определяются сравнительно надёжно. Эти звёзды встречаются и в шаровых скоплениях, что даёт возможность определения расстояний до них. Метод совмещении наблюдаемой и начальной главной последовательностей даёт для шаровых скоплений менее уверенные результаты, поскольку они в ср. намного дальше, чем рассеянные скопления, н их хим. состав существенно другой. Расстояние
до центра Галактики можно определить,, в частности, как расстояние до центра симметрии распределения шаровых скоплений и звёзд типа RR Лиры и как расстояние да центра вращения. Для нахождения последнего используется Р. ш. объектов галактич. диска и кривая вращения Галактики, для построения к-рой необходимм получаемые радиометодами данные о распределении и лучевых скоростях облаков нейтрального, ионизованного и молекулярного водорода. В 1985 Международ* ным астр, союзом расстояние от Солнца до центра Галактики принято равным 8,5 кпк, вероятная ошябка этого значения составляет ±1кпк.
