авторефераты диссертаций БЕСПЛАТНАЯ  БИБЛИОТЕКА

АВТОРЕФЕРАТЫ КАНДИДАТСКИХ, ДОКТОРСКИХ ДИССЕРТАЦИЙ

<< ГЛАВНАЯ
АГРОИНЖЕНЕРИЯ
АСТРОНОМИЯ
БЕЗОПАСНОСТЬ
БИОЛОГИЯ
ЗЕМЛЯ
ИНФОРМАТИКА
ИСКУССТВОВЕДЕНИЕ
ИСТОРИЯ
КУЛЬТУРОЛОГИЯ
МАШИНОСТРОЕНИЕ
МЕДИЦИНА
МЕТАЛЛУРГИЯ
МЕХАНИКА
ПЕДАГОГИКА
ПОЛИТИКА
ПРИБОРОСТРОЕНИЕ
ПРОДОВОЛЬСТВИЕ
ПСИХОЛОГИЯ
РАДИОТЕХНИКА
СЕЛЬСКОЕ ХОЗЯЙСТВО
СОЦИОЛОГИЯ
СТРОИТЕЛЬСТВО
ТЕХНИЧЕСКИЕ НАУКИ
ТРАНСПОРТ
ФАРМАЦЕВТИКА
ФИЗИКА
ФИЗИОЛОГИЯ
ФИЛОЛОГИЯ
ФИЛОСОФИЯ
ХИМИЯ
ЭКОНОМИКА
ЭЛЕКТРОТЕХНИКА
ЭНЕРГЕТИКА
ЮРИСПРУДЕНЦИЯ
ЯЗЫКОЗНАНИЕ
РАЗНОЕ
КОНТАКТЫ


АСТРОНОМИЯ Шкала расстояний во Вселенной

Ш К А Л А РА С С Т О Я Н И Й В О В С Е Л Е Н Н О Й

Ш К А Л А РА С С Т О Я Н И Й В О В С Е Л Е Н Н О Й

А.С. Расторгуев, А.К. Дамбис

Алексей Сергеевич Расторгуев, доктор физико-математических наук, профессор Госу-

дарственного астрономического института им. П.К. Штернберга (МГУ). Руководитель

проекта 99-02-17842.

Андрей Карлович Дамбис, кандидат физико-математических наук, старший научный сотрудник того же института.

Что такое шкала расстояний?

Положение Солнечной системы в Галактике, раз меры галактик, расстояния до них — это те важные вопросы, на которые астрономы пытаются получить ответ на протяжении мно гих десятилетий. Комплекс этих задач обычно объединяют термином «проблема шкалы рас стояний». Уметь определять надежные расстояния в мире космических объектов необходимо уже в силу того, что их знание позволяет построить модель строения Галактики, скоплений галактик и даже структуры обозримой части Вселенной. Очевидно, что от принятой шкалы расстояний зависят также оценки масс звездных систем, поскольку масса и линейный размер однозначно связаны со скоростью вращения Галактики или скоростями звезд, населяющих звездное скопление (определяемых формулой где G — гравитационная постоянная, M — масса звездной системы, а k — постоянный коэффициент порядка 1, зависящий от геометрии распределения масс в системе). Не все, од нако, догадываются, что проблема шкалы расстояний является гораздо более общей и непо средственно затрагивает самые фундаментальные космологические параметры, такие как ве личина постоянной Хаббла H (которая характеризует скорость расширения Вселенной и представляет коэффициент пропорциональности между скоростью удаления далеких галактик и расстоянием, V HR, где R — расстояние), возраст Вселенной и возраст представителей старого населения галактик, в первую очередь шаровых звездных скоплений. Может пока заться удивительным, что, несмотря на большой прогресс астрономических исследований, мы до сих пор не знаем с достаточной точностью шкалу расстояний во Вселенной.

Разумеется, представления о «достаточной точности» во все времена были свои. Они определялись масштабом решаемых задач. Так, более 400 лет назад Николай Коперник при шел к выводу, что звезды расположены, по крайней мере, в 1000 раз дальше от нас, чем Солн це. Теперь-то мы знаем, что он ошибся в своих оценках, по крайней мере, в 200 раз. Это была одна из первых смелых попыток соотнести межзвездные расстояния с привычными земными масштабами. Гораздо позднее, в первой трети XX в., астрономам достаточно было научиться определять внегалактические расстояния с точностью до порядка величины, чтобы доказать, что так называемые спиральные туманности представляют собой такие же галактики, как на ша собственная. Что же до межзвездных расстояний, то в ближайших окрестностях Солнца, вплоть до расстояний порядка 10—20 парсек*, они уже и в то время были хорошо известны.

Нетрудно понять, что адекватное понимание, как строения нашей Галактики, так и обозримой части Вселенной возможно лишь в том случае, если мы сумеем правильно продолжить шкалу межзвездных расстояний на межгалактические масштабы, т.е. найдем ту «линейку», с помо щью которой можно равным образом надежно измерять расстояния до звезд и других галак тик.

*Парсек (или сокращенно пк) — единица измерения расстояний в астрономии. 1 пк соответствует расстоя нию, с которого радиус земной орбиты виден под углом в 1 с дуги. Нетрудно вычислить, что 1 пк = 206265 а.е.

(астрономических единиц, равных расстоянию от Земли до Солнца) = 3,08·10 км.

АСТРОНОМИЯ Шкала расстояний во Вселенной Проблема кажется тривиальной только на первый взгляд. Однако одно лишь то, что ей посвящено множество статей и обзоров в специальной астрономической литературе, что она затрагивается практически на каждом коллоквиуме или симпозиуме Международного астро номического союза, посвященном вопросам галактической или внегалактической астрономии, доказывает ее непреходящую актуальность на протяжении последних десятилетий. В начале 80х годов в связи с подготовкой космического проекта «HIPPARCOS»**, одной из главных целей которого было измерение высоко точных расстояний до звезд, многие астрономы на деялись, что результаты, полученные в ходе выполнения проекта, позволят окончательно ре шить проблему шкалы расстояний. В июне 1997 г. результаты этого впечатляющего космиче ского эксперимента, и в первую очередь каталог расстояний до 118 000 звезд, стали достояни ем широких астрономических кругов. Сразу же стало ясно, что проект все же не смог оконча тельно «закрыть» проблему шкалы расстояний. Давайте внимательно рассмотрим, что лежит в основе современной астрономической шкалы расстояний и в чем состоит сама проблема.

Определение расстояний до звезд и рассеянных звездных скоплений Методы определения расстояний до звезд делятся на две основные группы: геометриче ские и фотометрические. К числу геометрических относится не посредственное измерение так называемого тригонометрического (или годичного) параллакса, т.е. параллактического сме щения звезды на небесной сфере, обусловленного орбитальным движением Земли вокруг Солнца (рис.1). Классическими фотографическими методами параллакс (обозначаемый гре ческой буквой и измеряемый в угловых секундах) определяется со средней точностью по рядка 0,02—0,05’’. Это означает, что лишь для ближайших звезд (в пределах 20—30 пк) рас стояния известны с точностью не хуже 50%. Космический аппарат «HIPPARCOS» расширил эту сферу примерно до 300—500 пк. Для практических целей (исследования строения Галак тики, на пример) требуется значительно более высокая точность — не хуже 5—10%, поэтому прямое измерение межзвездных расстояний возможно лишь в не большой по галактическим меркам окрестности Солнца. Для того чтобы изучать строение Галактики, и тем более мир га лактик, мы должны уметь переносить локальную шкалу расстояний на галактические мас штабы.

Рис.1. Годичный параллакс звезды — угол, под которым со звезды видна большая полуось земной ор биты а. В результате обращения Земли по орбите вокруг Солнца положение звезды на небесной сфе ре за полгода смещается на угол 2.

** Название «HIPPARCOS» (HIgh Precision PARralax Collecting Satellite) вольно переводится как «спутник, предназначенный для измерения высокоточных параллаксов». В течение 30 месяцев работы на орбите в 1991— 1993 гг. с его помощью измерялись параллаксы и собственные движения большого числа звезд.

АСТРОНОМИЯ Шкала расстояний во Вселенной Для этой цели используется информация о светимостях звезд. Зная светимость (или, что одно и то же, абсолютную звездную величину***), видимый блеск и величину поглощения света (для этого обычно достаточно определить видимый блеск звезды с помощью фотомет рии в трех цветовых полосах), можно рассчитать расстояние до звезды по простой формуле m – M = 51gR – 5 + A, где A — поглощение света, а расстояние R измеряется в парсеках.

Разность видимой и абсолютной величин (m – M) принято называть модулем расстоя ния. Абсолютную величину для многих типов звезд определяют по известным параллаксам подобных звезд, населяющим солнечную окрестность. Очевидно, это один из возможных спо собов установления шкалы расстояний. Найденные по этой формуле расстояния (или парал лаксы) час то называют фотометрическими, чтобы подчеркнуть метод их измерения.

Однако среди звезд солнечной окрестности с параллаксами, измеряемы ми тригономет рическим методом, подавляющее большинство составляют звезды-карлики, т.е. звезды, нахо дящиеся на той же стадии эволюции, что и Солнце. Они принадлежат к числу сравнительно слабых звезд Галактики, и это обстоятельство сильно затрудняет или даже делает невозмож ным наблюдение подобных им объектов в далеких галактиках и их использование в качестве индикаторов расстояния. Звезд — красных гигантов, которые в 100 раз ярче Солнца, в бли жайшей окрестности довольно мало. И уж сов сем единицы — еще более ярких звезд. Речь идет о самых молодых и горячих звездах и о сверхгигантах, превосходящих Солнце по свети мости в тысячи и десятки тысяч раз. Причина их малого числа — общая тенденция резкого падения количества ярких звезд с ростом светимости.

Для определения светимостей абсолютно ярких звезд используют рассеянные звездные скопления. Рассеянные звездные скопления — гравитационно-устойчивые группы звезд диа метром до 30 пк, населяющие диск Галактики. Звезды одного скопления имеют одинаковый возраст и химический состав, их объединяет общность происхождения — из одного газового облака. Возрасты рассеянных скоплений заключены в широком интервале от 1 млн. до 5— млрд. лет. Чем моложе скопление, тем более яркие и горячие звезды в нем присутствуют. В Галактике открыто более 1500 рассеянных скоплений, а общее их число оценивается в 20— тыс. На рис.2 изображена диаграмма цвет**** — видимая звездная величина для типичного рассеянного скопления Плеяды, близкого и видного даже невооруженным глазом на осеннем и зим нем небе. На этой диаграмме выделяется главная последовательность звезд, источником энерговыделения которых служат реакции ядерного «горения» водорода. Поскольку размеры большинства скоплений сравнительно невелики по сравнению с расстоянием до них, расстоя ние (а, следовательно, и модуль расстояния) для всех членов скопления практически одина ков. Его можно определить путем сравнения видимой величины звезд с абсолютной величи ной подобных звезд другого скопления, расстояние до которого уже определено независимым методом. Из-за большого числа звезд в скоплении расстояние оценивается с высокой точно стью.

Стандартной «линейкой» для измерения расстояний до скоплений служит хорошо из вестное скопление Гиады (расположенное вблизи ярчайшей звезды созвездия Тельца Альде барана). Оно обладает одним совершенно уникальным свойством, благодаря которому мы можем определить расстояние до него независимым способом с использованием другого гео метрического метода — группового, или статистического, параллакса.

*** Под абсолютной звездной величиной (часто обозначаемой буквой M в отличие от видимой величины m) понимают величину, которую имела бы звезда, расположенная от нас на расстоянии 10 пк. Абсолютная звездная величина позволяет вычислить энерговыделение звезды, т.е. светимость по сравнению с Солнцем.

**** Цвет звезды эквивалентен спектральному классу и определяется как разность двух звездных величин, измеренных в двух полосах (например, желтой и синей) видимого спектра.

АСТРОНОМИЯ Шкала расстояний во Вселенной Суть метода в следующем. Гиады — близкое скопление, имеющее заметную скорость движения относительно Солнца. По закону перспективы все входящие в него звезды будут смещаться по большим кругам небесной сферы, пересекающимся в одной точке, называемой радиантом скопления (рис.3). Положение радианта легко определяется по собственным дви жениям звезд*****, а скорость скопления — по лучевым скоростям (измеряемым на основа нии эффекта Доплера). Принцип измерения группового параллакса понятен из рис.4. На нем изображена одна из звезд скопления, находящаяся от нас на расстоянии r (выражено в пк).

Пусть — угол между направлением на звезду и на «антирадиант» скопления, V — вектор относительной скорости скопления, Vr и Vt — соответственно лучевая и тангенциальная ско рости (в км/с), а m — собственное движение звезды (выраженное в “/год). Нетрудно понять, что все эти величины связаны между собой формулой 4,738µr = Vrtg.

Рис.2. Диаграмма цвет—видимая звездная величина для близкого скопления Плеяды. По вертикальной оси отложены видимые звездные величины в желто-зеленой области спектра (цветовая полоса V), по горизонтальной — разности измеренных звездных величин в синей и желто-зеленой цветовых полосах.

По этой формуле можно рассчитать расстояние до каждой звезды движущегося скопле ния и, следовательно, среднее для всего скопления. Найденное таким методом расстояние до Гиад оказалось равным 45 ± 1 пк, что недавно было подтверждено результатами прямых из мерений тригонометрических параллаксов, полученными со спутника «HIPPARCOS».

***** Собственным движением звезды называют ее видимое угловое перемещение по небесной сфере среди далеких звезд. Оно обозначается греческой буквой µ и измеряется в ‘’/год. Наиболее «быстрая» звезда — Барнар да (собственное движение более 10’’/год). Для большинства звезд значения m очень малы и имеют поря док 0,001—0,01’’/год. Их измерение — одна из труднейших задач позиционной астрономии (или астрометрии).

АСТРОНОМИЯ Шкала расстояний во Вселенной Рис.3. Близкое скопление Гиады на звездной карте (по горизонтальной оси — прямое восхождение, по вертикальной — склонение). Стрелками показаны собственные движения звезд. Они сходятся прак тически в одной точке не ба — радианте.

Таким образом, долгое время шкала расстояний рассеянных скоплений фактически опи ралась на единственное скопление — Гиады. Однако еще в 1964 г. И.М. Копылов обратил внимание на явно завышенные светимости наиболее горячих голубых в принятых тогда вари антах главной последовательности и предложил свой вариант главной последовательности, не опирающийся на Гиады и приводящий к более короткой шкале расстояний по сравнению с общепринятой. В 1975 г. Д.Л. Кроуфорд по измеренным тригонометрическим параллаксам ближайших звезд спектрального класса F (они немного горячее и ярче Солнца) независимым от Гиад образом определил положение главной последовательности на диаграмме цвет— величина (при этом цвет определялся в тогда еще новой фотометрической системе, предло женной Стремгреном). Эта диаграмма была впоследствии применена для определения рас стояния до другого близкого скопления — Плеяд: около 128 пк. При этом оказалось, что рас стояния до большинства рассеянных скоплений также примерно на 15% короче тех, в основе которых лежало расстояние до Гиад. Близость Плеяд была недавно подтверждена результата ми наблюдений «HIPPARCOS»: согласно высокоточным измерениям тригонометрических па раллаксов членов этого скопления, расстояние до Плеяд оказалось даже еще короче — около 120 пк. На нежелательность использования Гиадной в качестве эталона расстояний до рассе янных скоплений еще в 1971 г. указали Ю.Н. Ефремов и И.М. Копылов, которые обратили внимание на нетипичность этого скопления, звезды которого в 1,5—2 раза богаче тяжелыми элементами (к ним астрономы относят всю таблицу Менделеева за исключением двух самых легких и распространенных элементов — водорода и гелия), чем звезды в большинстве скоп лений в окрестности Солнца.

Дело в том, что большое число линий тяжелых элементов (астрономы часто называют их металлами) в спектре звезды — а они концентрируются в голубой части спектра — делают цвет звезды более красным, чем он был бы в отсутствии металлов. При этом видимая свети мость звезды остается почти неизменной (поскольку в видимой области спектра линий метал лов мало), и в результате более красным звездам приписывается светимость их более голу бых, а, следовательно, более горячих и ярких сородичей. Учет этого эффекта позволяет устра нить упомянутое выше противоречие в пользу более короткой «плеядной» шкалы расстояний (содержание металлов в Плеядах примерно такое же, как и у большинства скоплений вблизи Солнца).

АСТРОНОМИЯ Шкала расстояний во Вселенной Опираясь на расстояния рассеянных скоплений, можно сделать еще один важный шаг на пути создания астрономической шкалы расстояний.

Рис.4. Принцип измерения группового параллакса скопления, движущегося на расстоянии r. Здесь — угол между направлением на звезду и на «антирадиант» скопления А, V — вектор относительной скорости скопления, Vt и Vr — лучевая и тангенциальная скорости.

Так, в нескольких молодых рассеянных скоплениях встречаются цефеиды. Эти пульси рующие переменные звезды сверхгиганты спектральных классов F—G, обладающие громад ной светимостью и практически стабильными радиальными пульсациями оболочки, играют огромную роль в изучении галактик. В нашей Галактике открыто более 1000 звезд этого типа, m имеющих периоды изменения блеска от 2 до 68 сут., с амплитудой, достигающей 1,5 ;

из-за их высокой светимости цефеиды видны даже в далеких спиральных галактиках (на расстоя ниях свыше 10 Мпк — 10 млн. пк), а очень регулярные и сильные изменения блеска позволя ют легко отличить эти звезды от других. Что же делает цефеиды столь интересными объекта ми? Дело в том, что у цефеид имеется четкая зависимость периода пульсаций от сред ней аб солютной величины (или средней по периоду пульсаций светимости), представляющая (для m m желтого участка спектра) Mср –1,0 – 2,9 lgP, где P — выраженный в сутках период измене ния блеска. Параметры зависимости период—светимость определяются всего лишь по девяти цефеидам — членам молодых рассеянных скоплений и, по имеющимся данным, мало чувст вительным к содержанию металлов. Поскольку цефеиды и другие молодые объекты тесно связаны с областями текущего звездообразования, анализ их распределения в Галактике по зволяет распознать строение ее спирального узора, наиболее четко намечаемого именно са мыми молодыми объектами высокой светимости. И, разумеется, с помощью этой зависимости уже можно оценивать фотометрические расстояния до других галактик, содержащих цефеи ды, причем Космический телескоп им. Хаббла — а исследование цефеид в далеких галактиках является одним из ключевых элементов его научной программы — позволяет делать это на расстояниях до 10 млн. пк и более! Это и есть шкала расстояний, которую мы хотели постро ить. Итак, резюмируя рассказанное, изобразим логическую цепочку связей, на которую, в ко нечном счете, опирается принимаемая астрономами шкала расстояний.

АСТРОНОМИЯ Шкала расстояний во Вселенной Расстояние до Гиад (метод группового параллакса) + поправка за высокую металличность скопления и расстояние до Плеяд фотометрические расстояния до молодых рассеянных скоплений, содержащих девяти цефеид (вычисленные через модуль расстояний) параметры зависимости «период—светимость» для цефеид фотометрические расстояния до галактик, содержащих цефеиды Вследствие сложной структуры этой цепочки на шкалу расстояний, очевидно, влияют все возможные источники ошибок, как случайных, так и систематических.

Ожидалось, что высокоточные измерения тригонометрических параллаксов на спутнике «HIPPARCOS» позволят окончательно установить все де тали упомянутой выше цепочки, по лучив тем самым стройную и внутренне согласованную шкалу расстояний молодых объектов и опирающуюся на нее внегалактическую шкалу расстояний. Однако уже самые первые ре зультаты оказались весьма противоречивыми. Так, в 1997 г. М. Фист и Р. Кэчпол, проанали зировав эти тригонометрические параллаксы измеренных на спутнике «HIPPARCOS» класси ческих цефеид, пришли к выводу о необходимости существенного увеличения их шкалы рас стояний. В то же время ряд авторов на основании изучения тригонометрических параллаксов ряда близких рассеянных скоплений и менее компактных группировок — звездных ассоциа ций — сделали однозначный вывод в пользу короткой шкалы, которая никак не согласуется с предложенной Фистом и Кэчпол шкалой расстояний цефеид. В самое последнее время, похо же, выход из этого противоречия найден — опять-таки в пользу короткой шкалы расстояний.

Дело в том, что, согласно результатам применения метода статистических параллаксов (а также при более тщательном анализе тригонометрических параллаксов!) к цефеидам, ко роткая шкала расстояний остается, безусловно, верна для цефеид больших периодов (свыше 9—10 дней), на которые, в частности, опирается вся внегалактическая шкала расстояний, а увеличить же следует лишь расстояния цефеид коротких периодов (которые в большинстве других галактик наблюдать не удается). Последнее же обстоятельство связано, скорее всего, с неверным определением «тона», в котором пульсируют многие короткопериодические цефеи ды. Дело в том, что цефеида может пульсировать несколькими различными способами (ино гда даже одно временно), подобно тому, как гитарная струна может издавать звуки разной высоты в зависимости от того, как ее ущипнуть. Большинство цефеид (и практически все це феиды больших периодов) пульсируют в так называемом основном тоне, период которого связан со светимостью звезды через упоминавшуюся выше зависимость. Однако часть цефеид (и таких особенно много среди цефеид коротких периодов) пульсируют в так называемом первом обертоне, период которого составляет около 70% от периода основного тона для каж дой конкретной звезды. И в случае если по каким-либо причинам звезду, пульсирующую в первом обертоне, по ошибке принимают за цефеиду, пульсирующую в основном тоне, то ей фактически приписывается заниженный период и, следовательно, заниженная светимость.

Так что результат Фиста и Кэчпол всего лишь косвенное подтверждение ошибочной классификации большого числа цефеид коротких периодов. Применение метода статистиче ских параллаксов с учетом возможных ошибок классификации цефеид по модам пульсации опять-таки приводит к короткой шкале расстояний в прекрасном согласии с результатами для близких скоплений — этот результат был независимым образом получен в 1998 г. авторами этой статьи совместно с Е.В. Глушковой и М.В. Заболоцких, а также группой французских и испанских исследователей (К. Лури, А.Е. Гомес, Ф. Фигерас и М.О. Менессье). Отметим, на конец, что, согласно результатам, полученным авторами этой статьи совместно с А.М. Мель ник, короткая шкала расстояний подтверждается также анализом тригонометрических парал лаксов голубых звезд, а также результатами применения к OB-ассоциациям (тесным группи АСТРОНОМИЯ Шкала расстояний во Вселенной ровкам молодых, объединенным общим происхождением) метода статистических параллак сов.

Шкала расстояний старых объектов Галактики Все объекты, которые мы упомянули в связи с созданием шкалы расстояний, населяют диск Галактики и являются очень молодыми (так, возраст цефеид не более 50—80 млн. лет, а звезд OB-ассоциаций — всего около 10 млн. лет). А как же определяются расстояния до ста рых объектов Галактики, например шаровых звездных скоплений****** и одиночных звезд галактического гало*******? Поскольку звезды диска и гало имеют разный возраст, проис хождение, химический состав и находятся на разных стадиях звездной эволюции, подходить к ним с единой «меркой» не так просто. Для того чтобы установить шкалу расстояний, пригод ную для старых объектов, необходимо найти независимый способ определения расстояний хотя бы до некоторых из них. Такими объектами стали пульсирующие переменные (и снова «выручают» нас переменные звезды!) звезды типа RR Лиры (названные так в соответствии с принятым в Общем каталоге переменных звезд обозначением наиболее хорошо изученного представителя этого класса — звезды RR в созвездии Лиры).

Эти звезды меняют свой блеск с периодами от 0,4 до 1 сут., но, в отличие от цефеид диска, все имеют приблизительно одну и ту же среднюю светимость! Звезды этого класса (го раздо более слабые, чем цефеиды) в большом количестве населяют так называемую горизон тальную ветвь шаровых скоплений на диаграмме «цвет—звездная величина» (рис.5) и явля ются основой определения расстояний до этих скоплений. Для этого нужно только независи мым способом определить их абсолютную величину и, измерив видимую величину, вычис лить фотометрическое расстояние. До недавнего времени для определения абсолютных вели чин звезд типа RR Лиры использовался единственный доступный и надежный способ — ме тод статистических параллаксов. Он является сложным обобщением уже рассмотренного ме тода группового параллакса, учитывающим тот факт, что звезды типа RR Лиры не только об ладают общим движением относительно Солнца, но и, в отличие от членов рассеянного скоп ления, с большими скоростями (порядка 150 км/с, что свойственно звездам галактического га ло) движутся относительно друг друга.

Как и в методе группового параллакса, для вычисления абсолютных вели чин (и, следо вательно, расстояний) используются лучевые скорости и собственные движения звезд, а также их видимые звездные величины. Суть метода сводится к тому, что общее движение группы звезд относительно Солнца неизбежно присутствует в виде компонента собственного движе ния µср, направленного на радиант и связанного с расстоянием до звезды и скоростью движе ния группы выражением 4,738µсрr Vsin. Поскольку эти звезды движутся относительно Солнца со средней скоростью более 200 км/с, эффект общего движения хорошо заметен даже на больших межзвездных расстояниях. Задача состоит в оптимальном подборе такого значе ния абсолютной величины звезд типа RR Лиры MRR, при котором наилучшим образом выпол няется приведенное выше соотношение.

****** Шаровые звездные скопления — гравитационно-устойчивые скопления, содержащие десятки и сотни тысяч старых звезд галактического гало (см. ниже). Имеют почти сферическую форму. Их возраст не намного меньше возраста Галактики и составляет, по крайней мере, 10—12 млрд. лет.

******* Гало Галактики — совокупность старых объектов. В отличие от объектов диска, население гало очень слабо концентрируется к плоскости симметрии Галактики и гораздо сильнее — к центру Галактики. Рас пределение старого населения имеет сфероидальную форму. Гало практически не вращается.

АСТРОНОМИЯ Шкала расстояний во Вселенной В течение десятилетий использовалось выведенное таким методом еще в 60-е годы зна m чение MRR = +0,6, применявшееся для расчета расстояний до шаровых скоплений и даже до центра Галактики. В настоящее время в связи с появлением нового массового и более точного наблюдательного материала это значение пересмотрено. По новым данным, для звезд типа RR Лиры с пониженным содержанием тяжелых химических элементов (т.е. с типичным для насе m ления гало химическим составом) MRR = +0,78. Результаты прямого измерения расстояний в рамках проекта «HIPPARCOS» дают по меньшему числу звезд близкое к этому значение све тимости. Следовательно, ранее принимаемая шкала расстояний старых объектов нуждается в сокращении всех расстояний примерно на 9%.

Согласование шкал расстояний Итак, мы рассмотрели те наблюдательные данные, на которые опираются шкалы рас стояний молодых (диск) и старых (гало) объектов. Ясно, однако, что в идеальном случае эти две шкалы должны совпадать, т.е. 1 кпк в гало должен быть равным 1 кпк в диске Галактики.

Проверить согласованность шкал расстояний можно несколькими способами. В первую оче редь, определив расстояние до центра Галактики R0. Может показаться странным, что по по воду значения этого фундаментального параметра на протяжении десятков лет в астрономи ческой литературе идет ожесточенная дискуссия. Встречающиеся оценки R0 заключаются в пределах от 6,5 до 10 кпк.

Этот неправдоподобно большой разброс связан именно с применением двух упомяну тых шкал расстояний. Так, с одной стороны, расстояние до центра Галактики можно считать равным расстоянию до области, к которой концентрируются шаровые скопления и звезды ти па RR Лиры. С другой — существует кинематический метод определения расстояния, заклю чающийся в том, что центр Галактики является также центром вращения объектов галактиче ского диска. Есть и многочисленные другие методы, большинство которых опирается либо на одну, либо на другую из рассмотренных шкал.

Второй способ проверки согласованности шкал состоит в определении модуля расстоя ния галактики, в которой хорошо изучены как рассеянные скопления и цефеиды, так и шаро вые скопления и переменные типа RR Лиры. Речь идет о Большом Магеллановом Облаке (БМО). Эта неправильная галактика, видная невооруженным глазом на южной части неба, — один из ближайших спутников нашей Галактики. Использование упомянутых ранее оценок светимости звезд типа RR Лиры и зависимости период—светимость для цефеид приводит к m хорошему согласию значений модуля расстояния БМО, близкому к 18,25—18,30. Это значе ние также хорошо согласуется с оценкой расстояния БМО, сделанной путем сравнения ли нейной и угловой скоростей расширения остатка Сверхновой, вспыхнувшей в БМО в 1987 г.

Что касается расстояния до центра Галактики, то в последнее время разными методами получаются оценки порядка R0 7,2—7,8 кпк, неплохо согласующиеся с обеими шкалами рас стояний. Впервые стало возможным говорить о согласованной шкале расстояний в Галактике.

По сравнению с использовавшимися ранее шкалами она стала на 10—15% короче.

АСТРОНОМИЯ Шкала расстояний во Вселенной Рис.5. Диаграммы цвет—звездная величина шарового скопления М53 (вверху — для всего скопления, внизу — для горизонтальной ветви). Звезды RR Lyr (светлые кружки) имеют одинаковую свети мость. По вертикальной оси отложены измеренные звездные величины членов скопления в цветовой полосе V, по горизонтальной — разности звездных величин в полосах В (синяя) и V (желто-зеленая).

Проблемы, связанные с использованием шкалы расстояний В 1995 г. с помощью 2,5-метрового Космического телескопа им. Хаббла были изучены цефеиды в спиральной галактике М96, входящей в состав группы галактик созвездия Льва.

Несмотря на то, что они очень слабы (25—26m), для восьми цефеид удалось проследить из менения блеска со временем и определить среднюю видимую величину. После учета погло щения с помощью зависимости период—светимость, ранее используемой для цефеид Галак тики (более «длинной»), был оценен их абсолютный блеск и найдено расстояние до него 11,6±0,8 Мпк. Важны космологические и космогонические по следствия этого результата.

Зная расстояние и лучевую скорость скопления галактик (приблизительно 7200 км/с), мы можем оценить постоянную Хаббла H 69±8 км/с/Мпк. Это существенно больше значения АСТРОНОМИЯ Шкала расстояний во Вселенной км/c/Мпк, принимавшегося на протяжении многих лет. Постоянная Хаббла в рамках космоло гической модели Эйнштейна—де Ситтера однозначно связана с возрастом Вселенной – T H. Новое, более высокое значение постоянной Хаббла приводит к слишком малому воз расту Вселенной — менее 10 млрд. лет. Парадокс заключается в том, что теория звездной эволюции предсказывает существенно больший возраст шаровых скоплений! Впрочем, по со временным оценкам, возраст галактического диска, оцененный по белым карликам, также превышает 9,5 млрд. лет. Если же учесть, что новая, уточненная шкала расстояний несколько короче, то значение постоянной Хаббла увеличится и противоречие между малым возрастом Вселенной и возрастом шаровых скоплений и диска только усилится. Конечно, если не предположить, что большинство шаровых скоплений имеет догалактическое происхождение, что крайне маловероятно.

Более того. Как уже было сказано, последние результаты изучения переменных звезд m типа RR Лиры говорят о необходимости уменьшить их светимость приблизительно на 0,2.

Эволюционные расчеты показывают, что светимость звезд на этой стадии должна уменьшать ся с возрастом скопления. Уменьшая светимость и тем самым, сокращая шкалу расстояний, мы даже увеличиваем эволюционный возраст скоплений! Итак, уменьшение шкалы расстоя ний приводит, с одной стороны, к уменьшению возраста Вселенной, а с другой — увеличе нию возраста шаровых скоплений, и отмеченное противоречие только усиливается.

Как же устранить парадокс, связанный со шкалой расстояний? Объяснение, удовлетво ряющее всех исследователей, пока не найдено. Ожидалось, что окончательный и однозначный ответ даст прямое измерение высоко точных параллаксов звезд гало и цефеид с помощью спутника «HIPPARCOS». Однако, судя по имеющемуся наблюдательному материалу, этого не произошло. Число цефеид с высокоточным параллаксами (т.е. сравнительно близких) слиш ком мало для точных выводов. Следовательно, оснований заметным образом «удлинить» шка лу расстояний пока нет.

Альтернативное объяснение парадокса может быть связано как с неверной интерпрета цией выводов теории эволюции или даже неточностью самой теории эволюции маломассив ных звезд (к которым относится большинство звезд шаровых скоплений), так и с необходимо стью уточнить космологическую модель. Эту точку зрения разделяет широкий круг исследо вателей.

Итак, ключевые вопросы современной астрофизики — теория звездной эволюции и кос мологические представления — оказались весьма чувствительными к результатам определе ния расстояний в нашей Галактике и за ее пределами. Противоречие выводов теории звездной эволюции и космологии, по-видимому, станет стимулятором дальнейшего развития наших представлений о Галактике и Вселенной и ареной борьбы новых идей.



 














 
2013 www.netess.ru - «Бесплатная библиотека авторефератов кандидатских и докторских диссертаций»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.