Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
7.2. РЕЗУЛЬТАТЫ J
Расстояние до центра Галактики. Для изучения распределения перемен™ ных звезд в Галактике (галактоцентрического распределения) на основе распределения звезд относительно Солнца (гелеоцентрического распределения) большое значение имеет информация о положении на небе центра Галактики и расстоянии до него. Поскольку центр Галактики является сильным источником радио-, инфракрзеного и рентгеновского излучений, которые слабо поглощаются межзвездным веществом, не-
304
Таблица 57
Определение расстояния до центра Галактики (избранные работы)
Использованные объекты
R'&, кпк
Источник
46 шаровых скоплений 980 звезд типи RR Лиры I I 1 шаровых скоплении 59 IBi^ -щ типа RR Лиры Tb шаровых скоплений "О мирид
8
Бархатова и др. (1973)
8,7 (±0,6) 8.5(t 1,6) 1С- I)
ОортаПлаут (1975) Харрие (1976)
Юш>6\\ Доу (1 9SDJ Френк и Уайт (1982) Гласе» Фист (1982) Бданко (1985)
6.8 (• 0,8) 8,R
7 7 заезд типа RR Лиры 11 звезд типа RR Лиры,
7.95(±0.6) 8.1 (± 0.4)
Уокер А. и Мж (1986)
близких к центр) Галактики
SO облаков ОН
ih' ИК-ойдасги
І У4 звезды типа ь Цсфся
8.2 (• 0.8) 7.9 (±0,7) 7,8(Ю,7)
Юг*«ич (1985) Рольфе и ар, (I486) Колдуем и Кдулсоп (1987)
песные координаты галактического центра измерены очень точно. Значительно труднее определить расстояние As от Солнца до центра Галак-інки из-за сильного межзвездного поглощения свеїа в этом направлении. Наиболее іочньїм методом является изучение распределения плотности (число звезд на 1 кпк3) в зависимости oi расстояния от Солнца в направлениях с наименьшим межзвездным поглощением (в так напеваемых "окнах прозрачности'") на малых, но различающихся угловых расстояних от галактического центра. С увеличением расстояния от Солнца прост ране і венная плотность v изучаемых объектов сначала увеличивается, досшгаст максимума и затем уменьшается. Экіраполируя систематический ход расстояния до максимума плотности в обласіь малых угловых расстояний от галактического центра, можно определить Ac- Удобными объектами для определения Ra являются представители населения Il типа и в особенности некоторые типы переменных звезд.
Другой, так называемый кинематический, мсгод позволяй! определять Re, по кинематическим характеристикам объектов, принадлежат цих к населению 1 іипа. При этом Предполагается, что мы знаем закон вращения Галакіикл.
В табл. 57 приведены некоторые важнейшие современные результаты ). Основные ошибки возникают из-за неточного знания остаточного поглощения и неопределенности в абсолютных величинах избранных объектов. Вес исследования показьтваюі, однако, что значение Rs заключено между 7 и 9 кпк (см. также Грэхем, 1979 и Фист, 19846).
Распределение в Галактике. Посвященная этому вопросу работа Рих-Tl'ра (1967а) основана на довольно однородном материале. Однако результаты Рихтера нужно рассматривать как предварительные, так как с тех пор собран большой по количеству и лучший по качеству наблю-
*)По этому вопросу см. также обзор Ken FJ.. Lyndeii-Beil D. Ц Моп. not. r. Astion. Sec. - 1986. - V 221. - P. 1023. [Примеч. ред. nepeevdai
305
Рис. 16S. Положение различных типов переменных звезд на диаграмме Герцшпрунга
Pc ссела
дательный материал, поэтому имело бы смысл повторение этой работы. Рихтер исходил из интегрального уравнения звездной статистики-
CD
А(т) = ы/ гге(г) <p(M)dr,
где А(т) — число объектов на квадратный градус в интервале блеска т ± 0,5; V (г) - искомая пространственная плоіность как функция расстояния г от наблюдателя; ф(М) — функция светимости и gj - телесный угол. Зависимость между средней светимостью и спектральным классом представлена на рис. 163 (диаграмма Герцшпрунга — Рессела). Для знакомства с другими аспектами згой работы, особенно связанными с межзвездным поглощением, нужно обрати гься к самому оригиналу, который был опубликован и в сокращенном виде (Рихтер. 19676).
Не менее обстоятельную работу по проблеме распределения неременных в Галактике опубликовал Плаут (1965а, б). Он использовал
306
статистические результаты многих обсерваторий и организаций. Этот материал по своей природе не может быть однородным. Ііпаут уделял особое внимание динамике, опираясь на теорию Оорта, описывающую систему в целом, и на информацию о собственных движениях и лучевых скоростях отдельных объектов.
На основе результатов Рихтера составлены іабл. 58 и 59. В первой из них в столбце ve приведена пространственная плотность переменных каждого типа в окрестности Солнца, а в столбце N — оценка полного числа переменных данного типа во всей Галактике. В оригинальной работе были вычислены также логарифмические градиенты плотности в галактоцент-рической цилиндрической системе координат, описываемой расстоянием R от оси, перпендикулярной галактической плоскости и проходящей через центр Галактики, и расстоянием z от экваториальной плоскости. Полученные значения позволяют отнести переменные различного типа к юму или иному населению Галактики.
Согласно Ooрту и Плауту, пространственная плотность мирид, полуправильных и неправильных переменных вместе взятых достигает ^ == 200 кпк-3. Однако Вьятт и Кап (1983) получили то же значение плотности только для мирид. Для звезд типа RR Лиры, согласно Оорту и Плауту (1975) и И. Майнунгер (1977), vs = 12 кпк"3. По Кинману и др. (1966) vB = 9 кпк"3, а по Хоукинсу (1984) - 13 кпк-3. Байер получил для звезд типа RR Лиры сС| = 30 кпк-3, для звезд типа W Девы - 2,4 кпк-3 и для звезд типа 5 Цефея — 89 кпк-3. Согласно Уарнеру (1974а), для звезд типа U Близнецов fa = 500 кпк-3. а Горбацкий (1975) определил, что их полное число в Галактике заключено в пределах 107 <vV< 108.