Гравитация и космология. Принципы и приложения общей теории относительности - Вейнберг С.
Скачать (прямая ссылка):
Источник этой ошибки не совсем ясен. P — L-соотношение в калибровке Шепли в самом деле довольно хорошо работает § 5. Лестница космических расстояний 463
Фиг. 14.8. Большая галактика М31 (NGC 224) в туманности Андромеды с галактиками-спутниками NGC 205 и 221.
Фотография получена на 48-дюймовом телескопе обсерватории Маунт-Паломар.
в применении к переменным типа W Девы, принадлежащим к населению типа II, но приводит к ошибке, если его использовать для классических цефеид (они из населения типа I), которые в среднем в четыре раза ярче, чем звезды типа W Девы с тем же периодом. Однако не надо думать, что Шепли, не зная различия •464 Гл. 14. Космография
Фиг. 14.9. Переменные звезды в одной из областей галактики М31. Две из этих переменных отмечены. Фотографии получены на 200-дюймовом телескош в обсерватории Маунт-Паломар.
между типами населений, основывал свою калибровку на звездах типа W Девы, а не на классических цефеидах. Наоборот, одиннадцать переменных, рассмотренных Шепли [30] в 1918 г., были звездами населения типа I, и среди них была даже б Цефея, от которой и пошло название «классические цефеиды»! (Во всяком случае, звезды типа W Девы и менее ярки, и более редки в окрестности Солнца, так что если бы они давали большой вклад в статистику собственных движений, использованную для калибровки цефеид, это не могло бы остаться незамеченным.) Недавний анализ [34] тех же одиннадцати классических цефеид, которые были использованы Шепли, обнаружил, что его калибровка содержит ошибки: около 0,7 звездной величины вследствие пренебрежения межзвездным поглощением, 0,6 звездной величины из-за систематических ошибок в измерении собственного движения и 0,1 — 0,2 звездной величины из-за вращения Галактики, вносящего анизотропию в распределение скоростей звезд. Все эти ошибки имеют тенденцию суммироваться и приводят к знаменитой недооценке абсолютной светимости цефеид на 1,5 звездной величины, обнаруженной Бааде в 1952 г. Таким образом, было чистой слу- § 5. Лестница космических расстояний
465
чайностью то, что первоначально полученная Шепли кривая P — L, не будучи применимой к цефеидам населения типа I, оказалась применимой к звездам типа W Девы [35] населения тппа II.
Может возникнуть вопрос: почему калибровка Шепли неоднократно подтверждалась в течение трети столетия, с 1918 по 1952 г.? Одной из простых причин является то, что межзвездное поглощение постоянно недооценивалось. Так, когда Р. Вильсон [31] пытался улучшить статистический анализ собственных движений и радиальных скоростей, используя большое число цефеид (74 в 1923 г. и 157 в 1939 г.), ему приходилось включать в рассмотрение все более и более удаленные звезды, так что повышение статистической точности компенсировалось все возрастающим влиянием поглощения. Сам Шепли [30] применил свое P — L-соотношение к тому, что он считал классическими цефеидами в шаровых скоплениях ю Центавра, МЗ и М5. Таким образом он имел возможность определить расстояния до этих шаровых скоплений и затем вычислить абсолютные величины короткоперио-дических переменных в них — звезд типа RR Лиры. Эта процедура действительно привела к правильному ответу, поскольку те звезды в шаровых скоплениях, которые Шепли принимал за классические цефеиды, были на самом деле звездами типа W Девы и калибровка Шепли P — L-соотношения, ошибочная для классических цефеид, по которым она была получена, случайно оказалась правильной для звезд типа W Девы! Поэтому, когда несколько лет спустя были проведены статистические исследования собственных движений и радиальных скоростей ближайших звезд типа RR Лиры, они имели тенденцию к согласию с оценками абсолютных величин этих звезд, полученными Шепли, и это, естественно, воспринималось как подтверждение P — L-соотношения для цефеид. Затем аргументы были переставлены: получив отношение свети-мостей звезд типа RR Лиры и «цефеид» из шаровых скоплений, Вильсон наряду с десятью звездами типа RR Лиры (в 1923 г.) и с шестьюдесятью семью звездами (в 1939 г.) включил в свои анализы собственных движений и радиальных скоростей соответственно 74 и 157 цефеид. Как это ни странно, звезды типа RR Лиры не внесли в отличие от цефеид больших ошибок, связанных с пренебрежением поглощением, так как, будучи звездами населения типа II, они большей частью находятся вне плоскости Галактики. Правда, вызывало беспокойство то, что классические цефеиды в отличие от звезд типа W Девы не укладывались на P — L-кривую, плавно экстраполированную к звездам типа RR Лиры, а ложились на 1,4 звездной величины выше,
Следует отметить, что проведенная в 1952 г. Бааде ревизия P — L-соотношения для цефеид привела к увеличению вдвое масштаба внегалактических расстояний, но не повлияла на
30-0788 •466
Гл. 14. Космография
оценку размеров нашей Галактики, поскольку масштаб галактических расстояний был определен по расстояниям до шаровых скоплений, а они, как мы видели, отчасти случайно, были найдены правильно.
До 1952 г. казалось, что все соседние галактики заметно меньше, чем наша. После 1952 г. стало ясно, что многие галактики такие же по величине или больше, чем наша,— весьма удовлетворительный, если не успокоительный вывод.
