ПОЗАГАЛАКТИЧНА АСТРОНОМІЯ - ЮРІЙ КУДРЯ 2016

РОЗДІЛ 5

ВИЗНАЧЕННЯ ВІДСТАНЕЙ ДО ГАЛАКТИК

5.6.Найяскравіші зорі

Як і для інших індикаторів, використання найяскравіших зір ґрунтується на припущенні стосовно значення її світності. Але, оскільки світності найяскравіших зір (O, B, A — блакитні надгіганти, К, М — червоні надгіганти) істотно розрізняються, то індикатором є світність не окремої зорі, а певної їх сукупності. Перевага цього методу над методами за новими та цефеїдами полягає в тому, що такі зорі завжди є (вони особливо чітко виділяються серед інших зір населення типу I у спіральних та неправильних галактиках), їхню фотометрію можна виконати лише один раз (не треба проводити моніторинг). Найяскравіші блакитні надгіганти мають В-величину порядку -10m, унаслідок цього їх можна бачити на відстанях до 60 Мпк.

Уперше найяскравіші зорі були застосовані Шеплі для визначення відстаней до кулястих скупчень у нашій Галактиці. Для запобігання випадків, коли за найяскравішу зорю скупчення буде прийнято зорю переднього фону, він враховував блиск не п’яти найяскравіших зір, а середній блиск наступних 20 зір.

Застосувати до галактик цей спосіб пропонував Лундмарк (1919), а першим використав Габбл (1936). Спостереження він проводив за допомогою 2,5-метрового рефлектора обсерваторії Маунт-Уілсон, і визначив за цим методом відстані до 145 галактик, зокрема, за межами Місцевої групи галактик.

Подальша історія застосування методу свідчила про його ненадійність. Зокрема, цим зумовлено перегляд шкал відстаней за межами Місцевої групи. Коли Габбл встановлював цю шкалу, то виник сумнів, що за найяскравіші зорі він приймає кулясті скупчення. Проте тоді він довів, що зображення кулястих скупчень, зроблені на 2,5-метровому телескопі, є більш розмитими, ніж найяскравіші зорі, а також є більш слабкими. Але Габбл допустив іншу помилку. За найяскравіші зорі він приймав області Η II. Сендейдж переглянув результати Габбла, використовуючи вже знімки на 5-метровому телескопі. У галактиці М 100 (NGC 4321), а потім і в інших, він помітив помилку Габбла. Області Η II у червоному світлі світилися досить яскраво. Тому Сендейдж (1958), «забракувавши» цефеїди як головний індикатор відстаней, запропонував переглянути шкалу відстаней Габбла, змінивши середнє значення світності найяскравіших зір на 3m, при цьому шкала відстаней розтягнулася учетверо, а стала Габбла набула значення 75 (км/с)/Мпк.

Сендейдж і Тамман (1974) запропонували обмеження на показник кольору зір, тобто враховувати лише показники кольору, які б забезпечували малу ймовірність існування зір переднього фону. За їх пропозицією у методі найяскравіших зір почали використовувати блакитні надгіганти спектральних класів О, В, А з (B—V) < 0,4 та червоні надгіганти класів К 5-М 5 з (B—V) > 2,0.

Аналізуючи використання методу найяскравіших зір, Р. Рожанський та М. Ровен-Робінсон (1993) дійшли такого висновку: за всіма відомими методами калібрування модуль відстані можна визначити з похибкою, не меншою як 0m,5, що відповідає приблизно 26%-вій похибці визначення відстані. Цей висновок стосувався розрахунків за найяскравішими зорями населення типу I. Визначений за найяскравішими зорями населення типу II (червоні гіганти) індикатор є набагато точнішим. Його використовував Бааде (1958) в еліптичних супутниках М 31 та в ядрі самої М 31. Цей метод з успіхом застосовується до карликових сфероїдальних членів Місцевої групи, що складаються із зір населення типу II.

Обмежившись цим більш вузьким класом зір, можна істотно спростити визначення відстаней. Відповідно до теорії зоряної еволюції функція світності червоних гігантів різко спадає на найбільших світностях. На цій властивості ґрунтується метод «верхівки рукава червоних гігантів» (The tip of the first ascent red giant branch, TRGB). Оскільки цей метод нині часто використовують для визначення відстаней до галактик, які вдається розділити на зорі, то варто його дослідити детальніше.

Ще в 1944 році Бааде розділив на зорі центральну частину М 31 та її еліптичні супутники М 32 та NGC 205, використовуючи фотопластинки, чутливі у червоному діапазоні. Він виявив, що найяскравіші червоні зорі в усіх трьох системах мають однакові середні видимі величини та колір. Якщо прийняти, що всі три галактики знаходяться на приблизно однаковій відстані, то тоді зорі матимуть однакову середню абсолютну величину, тобто вони є об’єктами одного типу. (Між іншим, саме вивчаючи червоні гіганти у цих галактиках та виявляючи їхні подібності за величиною та кольором до червоних гігантів кулястих скупчень, Бааде дійшов висновку про існування зоряного населення двох типів — I та II.)

Результати подальших досліджень свідчили про те, що можна чітко окреслити сукупність червоних гігантів «першого ряду» порівняно малих мас та за ними досить точно визначати відстані. У 1970—1990 роки за цим методом були визначені відстані практично до всіх близьких галактик, які можна було розділити на зорі. Ще у 1988 році Моулд з’ясував, що за допомогою Космічного телескопа Габбла можна знайти (за цим методом) відстані до галактик у межах 10 Мпк. Лі, Фрідман і Медоур у 1993 році показали, що цей індикатор є конкурентом за точністю (0m,2; 9 % відносної відстані) для класичних цефеїд та зір типу RR Ліри, якщо відбирати зорі з металічністю [Fe/H] < -0,7 (що відповідає віку зорі, більшому за декілька міліардів років).

Рис. 5.10. Ілюстрація методу TRGB:

а — діаграма колір—видима величина для червоних гігантів (для фільтрів Космічного телескопа Габбла), за якою чітко окреслюється «верхівка червоних гігантів першого ряду»; б — розподіл зір за видимою величиною зі стрибком на значенні видимої величини, що відповідає «верхівці» (Макаров Д. та ін., 2006)

Застосовуючи цей метод, можна сплутати зорі даного класу з більш яскравими та більш масивними червоними гігантами (клас яких називають асимптотичним рукавом гігантів — asymptotic giant branch, AGB). Запобігти цьому можна, використовуючи діаграму колір—світність. На рис. 5.10, а наведено таку діаграму для галактики DDO 70 за даними спостережень на Космічному телескопі Габбла. Стрибок функції світності червоних гігантів

(рис. 5.10, б) відповідає «верхівці червоних гігантів першого ряду». Метод можна застосовувати для галактик всіх типів, середня абсолютна величина для зір RGB MI = -4m, що значно яскравіше, ніж для зір RR Ліри; зоряна величина нечутлива до ме- талічності, якщо [Fe/H] < -0,7. Проблема поглинання менше стосується цього методу, оскільки використовуються червоні та інфрачервоні фільтри.

Проаналізувавши помилки, Б. Мендеза та інші (2002) на базі спостережень на телескопі Кека та Космічному телескопі Габбла у V- та I-фільтрах показали, що похибка визначеного модуля відстані становить ±0m,18, що відповідає похибці відстані 9 %.

Зауважимо, що метод TRGB активно використовують для визначення відстаней до найближчого оточення нашої Галактики. Зокрема, за цим методом для зображень галактик, отриманих на Космічному телескопі Габбла, можна визначити відстані для більш ніж 300 найближчих галактик з похибкою ~10 %. Результатом цієї роботи, зокрема, є каталог UNGC, за яким з’ясовують тривимірне розташування понад 800 галактик у межах Місцевого об’єму (11 Мпк).






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.