Позагалактична астрономія - Юрій Кудря 2016
РОЗДІЛ 5
ВИЗНАЧЕННЯ ВІДСТАНЕЙ ДО ГАЛАКТИК
5.5.Нові зорі як індикатор відстаней
Індикатор відстані за новими зорями (далі — нові) має переваги над цефеїдами. Нові в максимумі блиску яскравіші, ніж довгоперіодичні цефеїди, навіть з максимальними періодами, їх легко відкривати. Вони належать до старого зоряного населення, тому трапляються в еліптичних галактиках та балджах спіральних галактик. Завдяки цьому їхнє оточення майже безпилове, тому для них простіше досягти однорідності масивів фотометричних даних (порівняно з цефеїдами, які концентруються переважно в запилених спіральних рукавах галактик). За недолік методу вважають необхідність фіксувати світність зорі якомога ближче до максимуму блиску (рис. 5.7).
Класичні нові є подвійними системами, в яких на білий карлик (або на вуглецево-кисневу зорю) акреціюється багатий воднем матеріал із менш розвиненого компаньйона. Коли тиск та температура у нижніх акреціюючих шарах перевищують критичні значення, то виникають ядерні реакції і в нової відбувається раптове і швидке збільшення яскравості (див. рис. 5.7). Під час термоядерного вибуху утворюються хімічні елементи, які розсіюються в міжзоряному середовищі. Хоча зоря викидає досить малу частину речовини (декілька десятих відсотка маси зорі), вона є важливим постачальником таких елементів як 13C, 17O, 22Na, 26Al, 22Ne та інших.
Перші спостереження нових у інших галактиках належать Шеплі та Річі (1917). Оскільки тоді нові плутали з надновими, вони не вважалися надійним індикатором для вирішення проблеми міжгалактичних відстаней (яку в 1929 році Габбл вирішив з використанням цефеїд). Можливо, він був першим, хто спостерігав нову за межами Місцевої групи галактик — у М 87 (у центрі скупчення Діви). Ґрунтовні дослідження з використання нових як індикаторів відстані проводили Ф. Цвіккі (1936) та Д.Б. Мак-Лафлін (1939). Пізніше нові як індикатор відстані аналізували у працях ван ден Берга та Прітчетта (1986), Делла Валле та Лівіо (1995). Спостереження нових у М 31 до 1989 року зведені у праці М. Капачіолі та інших (1989).
Рис. 5.7. Приклади кривих блиску (швидких) нових (ціна поділки осі абсцис — 10 діб, осі ординат — 1m)
Рис. 5.8. Залежність абсолютної світності нових від часу t3. Різні значки позначають або різні методи оцінки світності у максимумі (за швидкістю розширення туманності, за інтенсивністю міжзоряного кальцію), або місце знаходження зір
Початково середня абсолютна величина нових у максимумі становила -5m, потім їх почали вважати більш яскравими (-7m), були оцінки і -9m, і більші. Цвіккі (1936) першим помітив, що в яскравіших нових світність зменшується швидше після максимуму (див. рис. 5.8).
Мак-Лафлін — американський астроном з обсерваторії Мічіганського університету, вивів залежність (1945) між абсолютною величиною у максимумі Mmax та часом t3 (у добах) зменшення блиску на три зоряні величини (рис. 5.8). Т. Шмідт записав математичний вираз (1957) для цієї закономірності у такому вигляді:
Іноді використовують час зменшення t2 на дві величини. Замість цих величин застосовують також обернені величини — швидкості спадання: vd3 = 3 / t3 або vd2 = 2 / t2. Якщо залежність (5.22) відкалібрована, то модуль відстані μ до нової визначають за спостережуваними значеннями t3 (t2) і видимою величиною в максимумі 
За даними Мак-Лафліна a = -10,5, b = 2,2 (для V-величин), тобто для найшвидших (t3 = 5d) M = -9m, а для дуже повільних (t3 = 200d) M = -5,4m. При цьому він користувався даними про нові в М 31. Як бачимо, за знайденою залежністю упорядковували розходження в оцінках максимальної світності. Ця залежність уточнювалася потім багатьма вченими. Зокрема, І.М. Копилов (1952) отримав a = -13,7, b = 3,6. (Істотні розбіжності в оцінках коефіцієнтів пояснюються різними способами врахування міжзоряного поглинання.) Дж. Коен та Е. Розенталь (1983) наводять такі значення·
Пізніше Коен (1985) отримала ще одну залежність·
Загальна невизначеність у модулі відстані становить 0,4m, тому точність визначення відстані — 18 %.
Згодом виявилося (Делла Валле та Лівіо, 1995), що для точної апроксимації залежності недостатньо лінійної залежності між величиною в максимумі та логарифмом часу спадання (рис. 5.9). Діаграма побудована для нових зір у галактиках M 31 (•) та Великої Магелланової Хмари (▲). Автори пропонують використовувати таку залежність·
Штрихова лінія (див. рис. 5.9) відповідає одній з лінійних часто використовуваних апроксимацій. Така апроксимація дещо зменшує похибку в модулі відстані — до 0,35 (для скупчення Діви).
Рис. 5.9. Нелінійна апроксимація залежності максимальної світності нових від логарифма швидкості зменшення блиску