Гравитация и космология. Принципы и приложения общей теории относительности - Вейнберг С.
Скачать (прямая ссылка):
Метод определения расстояний по фотометрии главной последовательности ограничен тем, что типичные звезды главной последовательности не очень ярки. Например, с помощью рефлектора Хейла на г. Паломар трудно разрешить звезды более тусклые, чем ст = 22,7, т. е. этот прибор может разрешить звезду с абсолютной величиной Солнца (M = 4,7) при модулях расстояний до т — M = 18, что, согласно (14.4.45), соответствует расстоянию 40 ООО пс.
В настоящее время для калибровки соотношения Герцшпрун-га — Рассела используются в первую очередь звезды из Гиад, так что вся шкала галактических и внегалактических расстояний основывается на нашем знании расстояния до Гиад, измеренного рассмотренным выше «методом движущегося скопления». Недавно Ходж и Валлерстайн [22] заметили, что и средний тригонометрический параллакс звезд из Гиад, и сопоставление их видимых величин с соотношением Герцшпрунга — Расселау полученным из наблюдения других ближайших звезд, дают основание для вывода, § 5. Лестница космических расстояний
461
что расстояние до Гиад, возможно, равно 50 пс, а не 40,8 пс. Если это так, то все галактические и внегалактические расстояния должны быть увеличены на 20%.
Переменные звезды (<4-IO6 пс)
Каталоги содержат около 10 000 звезд, у которых наблюдаются более или менее регулярные изменения видимой светимости во времени. При установлении внегалактической части шкалы расстояний в настоящее время играют важную роль два типа переменных звезд — переменные звезды в скоплениях, или звезды типа RR Лиры, и классические цефеиды, или звезды типа б Цефея. Звезды типа RR Лиры имеют периоды от нескольких часов до одних суток и принадлежат населению типа II, тогда как классические цэфлвды входят в население типа I и имеют периоды от 2 до 40 сут. (Кроме того, имеется еще один тип переменных звезд — звезды типа W Девы, принадлежащие населению типа II. Ниже мы увидим, что звезды типа W Девы относили к цефеидам, пока Бааде не ввел два типа населений звезд.)
В настоящее время лучше всего известны абсолютные величины звезд типа RR Лиры; они получены путем непосредственного статистического исследования их собственных движений и параллаксов и с учетом того обстоятельства, что эти звезды принадлежат шаровым скоплениям, расстояние до которых можно измерить методом фотометрии главной последовательности. В итоге было найдено [23—26], что все звезды типа RR Лиры имеют в грубом приближении одинаковые абсолютные величины, что-то между Mv да 0,2 и Mv да 1,0. Следовательно, если мы по короткому периоду пульсаций относим звезду к типу RR Лиры, то мы можем оценить расстояние до нее по ее видимой светимости. Однако для измерения расстояний, превышающих 3-Ю5 пс, звезды типа RR Лиры недостаточно ярки. По этой причине более ярким классическим цефеидам уделялось много больше внимания.
К сожалению, классические цефеиды сильно различаются по абсолютной светимости. Однако в 1912 г. Г. С. Леавитт обнаружила 127], что у 25 известных в то время классических цефеид в Малом Магеллановом Облаке видимые светимости описываются гладкой функцией Immo (P) периода P (грубо I ~Р). Поскольку все звезды Малого Магелланова Облака находятся примерно на одном расстоянии от Земли, у Леавитт были основания для заключения, что абсолютная светимость классической цефеиды с периодом P есть гладкая функция L (P), пропорциональная Immo (P)-Однако ей не было известно расстояние до Малого Магелланова Облака, а цефеид, близких к Земле настолько, чтобы иметь измеримые тригонометрические параллаксы, вообще нет; поэтому Леавитт не могла определить константу пропорциональности. •462
Гл. 14. Космография
Трудоемкая работа по калибровке P — L-соотноіпения ддя цефеид была выполнена сначала Расселом [28] и Герцшпрунгом [29], затем X. Шепли [30] и, наконец, Р. Е. Вильсоном [31]. Они не прибегали к фотометрии главной последовательности; их основным методом б>ыл статистический анализ собственных движений и радиальных скоростей ближайших к Солнцу цефеид (см. раздел «Кинематические методы» этого параграфа), а отношения абсолютных светимостей этих цефеид определялись из P— L-соотношения для цефеид из Магеллановых Облаков. В 1923 г. Э. Хаббл [32] открыл цефеиды в большой туманности М31 Андромеды; их периоды и видимые светимости были использованы вместе с P — L-соотношением цефеид для оценки расстояния до М31, что дало 280 ООО пс (фиг. 14.8 и 14.9). Именно этим измерением было окончательно установлено, что «спиральные туманности»— это архипелаги звезд, сравнимые с нашей Галактикой (что предполагал еще Иммануил Кант), а не просто облака или скопления в пределах Галактики. Позднее учет межзвездного поглощения снизил эту цифру до 230 ООО не, но в остальном масштаб внегалактических расстояний существенно не менялся до 1950 г., когда начала работать обсерватория Маунт-Паломар.
К 1952 г. стало ясно, что P — L-соотношение цефеид, определенное Шепли и другими, в чем-то ошибочно. На фотографиях туманности М31, сделанных с 30-минутной экспозицией в Пало-маре, были обнаружены только наиболее яркие звезды населения типа II, но совсем не было переменных типа RR Лиры. Это означало, что наиболее яркие звезды типа II в М31 имеют видимую фотографическую величину тп да 22,4, и поскольку было известно, что звезды типа RR Лиры имеют примерно в четыре раза меньшую абсолютную светимость, то их видимая величина в М31 должна была бы оказаться около m да 23,9, т. е. вне достижимости телескопа в обсерватории Маунт-Паломаре. Однако к тому времени абсолютная величина звезд типа RR Лиры была достаточно известна по проделанному А. Сэндейджем фотометрическому измерению расстояния до шарового скопления МЗ. Если бы М31 была действительно на расстоянии 230 000 пс, то звезды типа RR Лиры должны были бы быть заметны как звезды величины m да 22,4, по крайней мере в своих максимальных фазах, а наиболее яркие звезды населения типа II должны были бы иметь видимую величину m да 20,9, но не m да22,4. Бааде [33] объяснил это противоречие тем, что расстояние до М31 не 230 000 пс, а приблизительно вдвое больше (разность 1,5 между видимыми звездными величинами соответствует удвоению расстояния); но тогда классические цефеиды в спиральных ветвях М31 должны быть приблизительно в четыре раза ярче, чем следовало из оценок.
