Матеріали для Нової української школи 1 клас - планування, розробки уроків, дидактичні та методичні матеріали, підручники та зошити

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









загрузка...

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. 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 посилання на сайт, будьте вдячними ми затратили багато зусиль щоб привести інформацію у зручний вигляд.

© 2008-2019 Всі права на дизайн сайту належать С.Є.А.