Позагалактична астрономія - Юрій Кудря 2016
РОЗДІЛ 5
ВИЗНАЧЕННЯ ВІДСТАНЕЙ ДО ГАЛАКТИК
5.8.Функція світності планетарних туманностей
Метод функції світності планетарних туманностей застосовується для декількох десятків галактик у межах 20 Мпк. Першу вказівку на можливості методу наведено в праці Ходжа (1966). Такий метод описано, наприклад, у огляді Г. Джекобі та інших (1992).
У методі використовується світність у лінії [OIII] λ5007 (лінія «небулія» N2), поблизу якої популяція туманностей швидко зменшується. Іншими словами, існує межа світності, вище якої планетарні туманності в лінії [OIII] λ5007 не спостерігаються. Ця властивість зумовлена декількома чинниками, найважливішим з яких є те, що вік зорі-попередника (або її маса) не залежить від маси кінцевого білого карлика (центральної зорі). Для великої кількості зір-попередників критична світність змінюється менше ніж на 0m,1, унаслідок цього точність визначення відстані, зумовленої еволюційними причинами, становить приблизно 5 %
Планетарні туманності мають переваги над іншими індикаторами відстаней. Вони не асоціюються ні з одним із типів населення, отже, є в галактиках усіх габблівських типів та в різних їхніх частинах. Це має особливе значення, оскільки довгоперіодичні цефеїди, переважно за якими калібрують шкалу відстаней, належать до населення типу I. Тому завдяки планетарним туманностям шкалу відстаней цефеїд поширено на еліптичні галактики. Це важливо, наприклад, для центральних областей скупчень галактик, де домінують еліптичні галактики. Є певні труднощі щодо ідентифікації туманностей у спіралях: їх складно відрізнити від областей Η II через подібність емісійних спектрів у лініях. Однак існують методи, які дають змогу подолати ці труднощі, наприклад, ототожнюючи планетарні туманності за зображенням у лінії Ηα. Крім того, наявність пилу в диску галактики зменшує світність туманностей, але їх можна вибрати там, де немає поглинання. Вимірювати потік у лінії простіше, ніж інтегрувати неперервний спектр для інших об’єктів. Та найважливішою перевагою є те, що у галактиках можна набрати значну за кількістю вибірку, до кількох сотень об’єктів у межах двох зоряних величин, найяскравіших для них. У Галактиці відомо декілька тисяч планетарних туманностей.
У методі використовується не світність окремої туманності, а параметри функції світності. Наведемо один із варіантів функції світності для планетарних туманностей. За Р. Джіардуло та іншими (1989) вона набуває такого вигляду:
Тут M* — параметр функції, що є абсолютною зоряною величиною «обрізання», іншими словами, найяскравішої планетарної туманності. За 104 туманностями у М 31 цей параметр був оцінений як M* = -4,48 . Знаючи відповідний параметр розподілу за видимими величинами m*, знаходять модуль відстані μ = m* - M* до галактики з даною «колонією» планетарних туманностей.
Джіардуло та інші (2002) порівняли відстані за функцією світності планетарних туманностей та відстані за цефеїдами. З’ясувалося, що відстані за обома методами сумісні у межах статистичної невизначеності обох методів. Типова похибка методу визначення відстані за планетарними туманностями становить 8 %.