Научная литература
booksshare.net -> Добавить материал -> Физика -> Вейнберг С. -> "Гравитация и космология. Принципы и приложения общей теории относительности" -> 160

Гравитация и космология. Принципы и приложения общей теории относительности - Вейнберг С.

Вейнберг С. Гравитация и космология. Принципы и приложения общей теории относительности — М.: Мир, 1975. — 695 c.
Скачать (прямая ссылка): gravitaciyaikosmologiya1975.djvu
Предыдущая << 1 .. 154 155 156 157 158 159 < 160 > 161 162 163 164 165 166 .. 254 >> Следующая


= Vr tg ф,

где ф — неизвестный угол между скоростью звезды и лучом зрения. Поэтому (14.4.19) можно записать в виде

)х d _ tg ф

vr d0 d0 § 5. Лестница космических расстояний

457

Измеряя величины из левой части этого равенства для большой выборки звезд и делая определенные разумные предположения относительно распределения по ф, можно найти некоторое значение для постоянной ri0. Хотя этот метод может быть использован на расстояниях до 200 пс, он по сути своей неточен и может дать крайне далекие от истины результаты, если в исследуемой выборке не имеет места предполагаемое распределение по ф.

Вряд ли стоит упоминать, что все описанные кинематические измерения расстояний могут быть применены лишь к звездам, находящимся в пределах нашей Галактики, где космологические эффекты, конечно, ничтожны. Поэтому их можно рассматривать как измерения фотометрического расстояния гіф, или собственного расстояния гіСОб, или любого другого расстояния. (Время от времени высказывается предположение, что тригонометрические параллаксы могут быть измерены вплоть до расстояний порядка IO8 пс путем интерферометрических радионаблюдений с использованием в качестве базы расстояния от Земли до искусственного спутника на орбите вокруг Солнца. Если бы это оказалось возможным, то проблемы космографии могли бы быть решены определением тригонометрического параллакса как функции красного смещения.)

Фотометрия звезд главной последовательности «10 5 пс)

Коль скоро мы определили одним из кинематических методов, описанных выше, расстояние до звезды, то можно найти абсолютную светимость L звезды, измеряя ее видимую светимость и используя формулу L = 4ndH. Именно следуя этому пути, Э. Герц-іппрунг и Г. Н. Рассел обнаружили в 1905—1915 гг., что большая часть ближайших к нам звезд, звезд так называемой главной последовательности, удовлетворяет довольно строгому соотношению между абсолютной светимостью и спектральным классом. [Спектральный класс, являющийся, по сути дела, мерой температуры поверхности звезды, обычно обозначается одной из букв О, В, A, F, G, К, М, R, N, S, причем к классу О относятся очень горячие звезды, а к классу S — относительно холодные (фиг. 14.4).] (Имеется мнемоническое правило: «Oh be a fine girl, kiss me right now sweetheart!») Теоретическая астрофизика (см., например, [20]) объясняет главную последовательность как довольно длительную начальную стадию в термоядерной эволюции почти всех звезд.

Принимая соотношение Герцшпрунга — Рассела между абсолютной светимостью и спектральным классом, можно определить расстояние до любой звезды главной последовательности, если известны ее спектральный класс и видимая светимость. Этот метод •458

Гл. 14. Космография

Звезда К Цефея

щВозничего :»!

Ї /?еШё#

? Ноёеиопеа

I' т

щ Шёасгг

7 Дракона

ЕЗНН а Г9рну/гесо

NO

JSSMSSSSSSminSMHK ^

R Близнецов '.

Фиг. 14.4. Спектры звезд различных спектральных классов.

дает наилучшие результаты в применении к скоплению звезд, находящихся приблизительно на одинаковом расстоянии от Земли. Тогда звезды главной последовательности могут быть выделены графически с помощью диаграммы «видимая светимость — спектральный класс». Вместе с тем этот метод хорошо работает только в нижней части главной последовательности, где соотношение Герцшпрунга — Рассела известно лучше всего.

Внесенные в каталоги скопления нашей Галактики делятся на рассеянные скопления (такие, как Гиады и Плеяды), их около 650, и шаровые скопления (такие, как большое скопление Ml3 в созвездии Геркулеса), их примерно 130. В каждом из рассеянных скоплений от 20 до 1000 звезд, а в каждом из шаровых — от IO5 до IO7 звезд (фиг. 14.5 и 14.6). При измерении расстояния до этих скоплений важно иметь в виду существование двух типов звездного населения, на что впервые обратил внимание В. Бааде в 1944 г. [21] (фиг. 14.7). Звезды в рассеянных скоплениях, так же как ближайшие к нам звезды и Солнце, обычно принадлежат населению типа I, которое характеризуется высоким содержанием металлов и относительной молодостью. В Галактике звезды типа I находятся только в спиральных ветвях. Звезды в шаровых скоплениях принадлежат населению типа II, характеризующемуся меньшим содержанием металлов и большим возрастом; звезды типа II заполняют всю Галактику. Между главными после- Фиг. 14.5. Открытое скопление NGC 2682 в созвездии Рака. Сфотографировано 200-дюймовым телескопом обсерватории Маунт-Паломар.

Фиг і 14.6. Шаровое скопление NGC 6205 (М13) в созвездии Геркулеса. Сфотографировано 200-дюймовым телескопом обсерватории Маунт-Паломар. •460

Гл. 14. Космография

Фиг. 14.7. Примеры звезд населений типов I и II.

Сфотографировано 200-дюймовым телескопом обсерватории Маунт-Паломар. Слева звезды населения типа I в спиральных рукавах галактики М31; справа звезды населения типа XIb NGC 205, спутнике М31.

довательностями населений типа I и II есть различия, так что использование главной последовательности, калиброванной по ближайшим звездам, для определения расстояния до шарового скопления сопряжено с техническими осложнениями, которых мы не будем здесь касаться.
Предыдущая << 1 .. 154 155 156 157 158 159 < 160 > 161 162 163 164 165 166 .. 254 >> Следующая

Реклама

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed

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

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed