Гравитация и космология. Принципы и приложения общей теории относительности - Вейнберг С.
Скачать (прямая ссылка):
G тех пор открытие пяти классических цефеид в рассеянных галактических скоплениях NGG6087, NGC129, М25, NGC7790 и NGG6664 вместе с четырьмя другими классическими цефеидами в «ассоциации» h -f- % Персея подвело под калибровку классических цефеид более твердое основание. Расстояние до этих скоплений известно по фотометрическим измерениям их звезд главной последовательности (Крафт [36], см. также [37, 38]). Крафт, а позднее Сэндейдж и Тамман [39] использовали эти девять цефеид с известными абсолютными звездными величинами для тото, чтобы фиксировать абсолютный масштаб в P — L-соотношении для цефеид *). (Общий вид этого соотношения, которое, если говорить точно, связывает период, светимость и цвет, был найден, естественно, по значительно большей выборке цефеид, принадлежащих обоим Магеллановым Облакам, галактике М31 Андромеды и малой галактике NGG6822 Печи.) В настоящее время расстояние до М31, определенное по ее классическим цефеидам, получается равным 700 000 пс, что в три раза больше расстояния, принятого в 30-е годы.
Звезды типа RR Лиры и классические цефеиды можно использовать для определения расстояния до всех соседних галактик и звездных систем, входящих в ассоциацию, известную как Местная Группа галактик. При этом использование звезд типа RR Лиры ограничено только ближайшими объектами, такими, как Магеллановы Облака и системы Малая Медведица, Дракон и Скульптор.
Для всех больших галактик Местной Группы, таких, как М31 и МЗЗ, необходимо применять P — L-соотношение для классических цефеид, калиброванное по девяти известным цефеидам из открытых скоплений и ассоциаций галактик. Яркость классических цефеид в максимуме (М"В)Маьс «—5,3) достаточна для измерения расстояний порядка 4-IO6 пс, а этого достаточно, чтобы «добраться» до некоторых галактик, лежащих вне Местной Группы, например такой, как красивая спиральная галактика М81. Однако для измерения расстояния до ближайшего скопления галактик — скопления Девы цефеиды уже недостаточно ярки.
*) Пересмотр этой калибровки предложен в работах [40, 41]. § 5. Лестница космических расстояний
467
Новые звезды, области H И, наиболее яркие звезды, шаровые скопления и т. д. (й^З-107 пс)
Следующая ступень нашей лестницы космических расстояний, возможно, самая ненадежная на сегодняшний день Чтобы оценить расстояния до объектов, находящихся далеко за пределами Местной Группы, нужно найти какие-то индикаторы расстояния, которые ярче цефеид и вместе с тем имеются в галактиках Местной Группы (расстояния до этих галактик известны по цефеидам) в числе, достаточном для точной калибровки их свойств.
Новыми называют звезды, светимость которых возросла внезапно на четыре-шесть звездных величин. Такие случаи наблюдаются в типичных галактиках с частотой до 40 раз в год. Их использовали в качестве индикаторов расстояния с 1917 г., когда была найдена новая в спиральной туманности NGC6946. Наиболее яркие новые достигают Mv да —7,5 и, следовательно, могут быть использованы как индикаторы расстояний порядка IO7 пс, но они имеют тенденцию появляться в ярких центральных областях галактик и поэтому их трудно разрешить.
До последнего времени первичными индикаторами расстояния, используемыми для «выхода» за пределы нашей Местной Группы, были наиболее яркие звезды в галактиках. Обозрение Местной Группы показывает, что звезды каждой галактики вообще имеют четко выраженный максимум абсолютной светимости около Mp да да —9,3. Это обстоятельство можно использовать для определения расстояний до 3 -IO7 пс, но на существенно больших расстояниях становится трудно различать наиболее яркие звезды и незвездные объекты, такие, как ассоциации или области излучения (и в самом деле, считается, что калибровка шкалы расстояний Хабблом [43] в 1936 г. была ошибочной отчасти из-за того, что он принял такие объекты за наиболее яркие звезды).
Некоторые незвездные объекты также могут быть использованы в качестве индикаторов расстояния. Отметим среди них области HII, большие облака межзвездного водорода, ионизованного її светящегося из-за присутствия в них звезд классов О или В. Поскольку они имеют сотни парсек в диаметре, по их угловым диаметрам можно оценить расстояния до IO8 пс.
Недавно Сэндейдж [44] разработал метод, использующий в качестве индикаторов расстояния шаровые скопления; этот метод может оказаться надежнее любого из вышеупомянутых. Для сотен шаровых скоплений в нашей Галактике типичны абсолютные величины около —8, но с большим разбросом около этого среднего значения. Однако изучение [45] 2000 шаровых скоплений
1) Результаты измерений соответствующих этой ступени расстояний приведены в [42], гл. 12.
30» •468
Гл. 14. Космография
Фиг. 14.10. Гигантская эллиптическая галактика М87 (NGC4486) в скоплении
Девы при различных направлениях поляризаций. Эти фотографии, полученные на 200-дюймовом телескопе на г. Паломар, недоэкспо-яированы для того, чтобы выделить ядро галактики и хорошо заметную «струю».
большой ^-галактики (эллиптической галактики) М87 в скоплении Девы (фиг. 14.10) показывает, что кривая распределения их светимостей резко обрывается при твмакс :? 21,3. По предположению Сэндейджа, абсолютную величину ярчайшего шарового скопления в М87 следует приравнять к абсолютной величине ярчайшего шарового скопления В282 в галактике М31 Андромеды, которая известна: Mb (В282) « —9,83. Таким образом, модуль расстояния М87 равен 21,3 — (—9,8) = 31,1, откуда вытекает, что до М87 и, следовательно, до скопления Девы около 1,7 -IO7 пс. Конечно, нельзя считать окончательно установленным, что распределение светимостей шаровых скоплений имеет резкий спад, а не плавный «хвост» при больших светимостях. Вокулер [46] рассмотрел последнюю возможность и пришел к выводу, что в этом случае до скопления Девы 2-Ю7 пс, на 20% больше, чем вычислил Сэндейдж.
