ПОЗАГАЛАКТИЧНА АСТРОНОМІЯ - ЮРІЙ КУДРЯ 2016

РОЗДІЛ 5

ВИЗНАЧЕННЯ ВІДСТАНЕЙ ДО ГАЛАКТИК

5.4.Відстані за цефеїдами

5.4.3. Сучасні залежності період—колір—світність

Після «провалу» в 1952 році калібрування Шеплі було опубліковано велику кількість праць з уточнення залежності період—світність. При цьому проводився пошук інших параметрів, скорельованих зі світністю зорі. Оскільки неточність визначали положенням на смузі нестабільності на діаграмі Герц- шпрунга—Рассела, то за такий параметр приймали залежний від температури колір зорі. Тому залежність часто називають: залежність період—колір—світність. Наведемо як приклад залежності, отримані Крафтом (1961), що демонструють відмінність залежностей період—світність у V- та B-смугах:

У сучасних визначеннях відстаней загально прийнятим є колір (V-—I). Наведемо декілька варіантів сучасних залежностей. Часто вживаними для довгоперіодичних цефеід є залежності, які вивели Б. Медоур і В. Фрідман (1991):

для V- та I-величин. Якщо модулі відстані, визначені за цими залежностями, — μν і μΙ, то «справжній» модуль відстані μ знаходять так:

Ця формула враховує кореляцію між показником кольору та періодом.

Пізніше ці автори, використовуючи дані про геометричні паралакси цефеід в околі Сонця, отримані за результатами вимірювань на супутнику HIPPARCOS (астрометрична космічна місія Европейського космічного агентства, ESA), з точністю відстаней до 10 %, підтвердили ці залежності у межах похибок. Також вони вивели залежності період—світність у шести кольорових смугах (B, V, I, J, H, K). Ці вимірювання дали можливість досить точно визначити нуль-пункт залежності період—світність для цефеід, однак для точного визначення нахилу залежності бракувало кількості цефеід.

Рис. 5.5. Залежності період—світність для цефеїд Великої Магелланової Хмари за даними огляду 2MASS для трьох інфрачервоних смуг J + 2 (1), H (2), KS - 2 (3)

Залежність період—колір—світність весь час уточнюється. За даними групи OGLE (Удальський А. та ін., 1999) Г. Тамман зі співавторами у 2002 році для цефеїд Великої Магелланової Хмари виявили, що при Р = 10 діб спостерігається злам залежності. Були виведені такі формули:

Для ілюстрації якості залежності період—світність на рис. 5.5 наведемо її для цефеїд Великої Магелланової Хмари (Персон С. та ін., 2004).

Зазначимо, що відстань до Великої Магелланової Хмари є певним стандартом відстаней, оскільки ця галактика є достатньо близькою. Внаслідок цього тут «працюють» багато індикаторів, які можна порівнювати між собою. У 2002 році Тамман зі співавторами уніфікували дані за 1971—2001 роки щодо визначення модуля відстані до Великої Магелланової Хмари, який використовували для калібрування залежності. Середнє значення за всіма розрахунками становить 18,56 ± 0,02. У більшості досліджень приймається, що модуль відстані дорівнює 18,5 ± 0,1, що відповідає відстані 50,1+2,4-2,2 кпк з відносною точністю, вищою за 5 %. У Ключовому проекті (див. далі) для калібрування залежності приймалося, що модуль відстані до цієї галактики становить 18,50.






Відвідайте наш новий сайт - Матеріали для Нової української школи - планування, розробки уроків, дидактичні та методичні матеріали, підручники та зошити

Віртуальна читальня освітніх матеріалів для студентів, вчителів, учнів та батьків.

Наш сайт не претендує на авторство розміщених матеріалів. Ми тільки конвертуємо у зручний формат матеріали з мережі Інтернет які знаходяться у відкритому доступі та надіслані нашими відвідувачами.

Всі матеріали на сайті доступні за ліцензією Creative Commons Attribution-Sharealike 3.0 Unported CC BY-SA 3.0 та GNU Free Documentation License (GFDL)

Якщо ви являєтесь володарем авторського права на будь-який розміщений у нас матеріал і маєте намір видалити його зверніться для узгодження до адміністратора сайту.

Дозволяється копіювати матеріали з обов'язковим гіпертекстовим посиланням на сайт, будьте вдячними ми приклали багато зусиль щоб привести інформацію у зручний вигляд.

© 2007-2019 Всі права на дизайн сайту належать С.Є.А.