Звездные скопления
<< 5.2 Переменные звезды в шаровых скоплениях | Оглавление | 6.2 Методы Шепли определения расстояний до шаровых скоплений >>
Глава 6. Методы определения расстояний до шаровых скоплении. диаграммы величина - показатель цвета звезд этих систем
И вновь летят бессонные часы ...
Прозрения иль миражи в пустыне?
И вновь и вновь качаются весы,
А истина таится посредине.
6.1 Введение
В отличие от рассеянных скоплений, для которых уже более полувека строятся диаграмм и Херцшпрунга - Рессела и наиболее надежные расстояния определяются путем совмещения их главных последовательностей с начальной, калиброванной геометрическими методами, определение расстояний до шаровых скоплений до сих пор производится в основном с помощью косвенных методов, ненадежность которых с каждым годом становится все очевиднее.
Первые сведения о спектральных классах ярких звезд в шаровых скоплениях были получены Адамсом (1913) и Пизом (1914) для скопления М 13. Однако вследствие слабости даже наиболее ярких звезд шаровых скоплений и затруднительности их спектральной классификации, для этих систем, как отметил Арп (1958а), никогда не строились диаграммы Херцшпрунга - Рессела в собственном смысле этого слова. Роль их с самого начала стали играть диаграммы величина - показатель цвета, первая из которых была получена Шепли (1915б) также для скопления М 13. Но и на этих диаграммах в течение долгого времени, до начала 50-х гг., было известно расположение лишь сравнительно ярких звезд скоплений. Даже на лучшей подобной диаграмме того периода, полученной Хахенбергом (1939) для скопления М 92 (рис. 76), область возможных членов главной последовательности, о присутствии которых в шаровых скоплениях догадывался еще Бруггенкате (см. § 3.6), в связи с огромными ошибками определения показателей цвета этих слабых звезд намечена лишь штрихами.
Рис. 76. Диаграмма величина (m) - показатель цвета (CI) для звезд шарового скопления М 92 (Хахенберг, 1939).
До 1953 г. не было иной возможности для калибровки диаграмм m, CI звезд шаровых скоплений, кроме той, которая вытекала из гипотезы о постоянстве абсолютных величин переменных типа RR Лиры, наблюдавшихся во многих скоплениях, и о тождественности этих переменных с ближайшими к Солнцу переменными типа RR Лиры, расстояния до которых могли быть найдены путем определения их средних вековых параллаксов. Но зато уверенность в правильности этой гипотезы была фантастически велика. Гипотеза была абсолютизирована. Ряд фактов способствовал этому. Все началось с работы Шепли (1918в) о зависимости период - светимость для цефеид, выполненной в 1917 г. Итоги этих исследований были подведены им в его известной монографии (Шепли, 1930).
<< 5.2 Переменные звезды в шаровых скоплениях | Оглавление | 6.2 Переменные звезды в шаровых скоплениях >>
|
Публикации с ключевыми словами:
звезды - Скопление
Публикации со словами: звезды - Скопление | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
