Извините, вы уже голосовали за эту статью!
0       12345 0 голосов
Ø
Жалоба:
 
Есть причина пожаловаться?

Статья добавлена 22 июля 2010, в четверг, в 16:34. С того момента...

964
просмотра
0 добавлений в избранное
0 комментариев

Представлена в разделах:


tmenergolab.ru
Наркологическая клиника Исаева. Кодирование с помощью Эспераль! Звоните
narkodetox.ru

Top 5 àвтора:

Мир познанный есть искаженье мира

Тема:

Сообщение:
 
Написать автору
 

Я неизменно старался сохранять свободу мысли, достаточную для того, чтобы отказаться от любой, самой излюбленной гипотезы

 

В том же году в Москве П. Н. Холопов занимался скрупулезной работой сравнения положения на небе рассеянных скоплений и переменных звезд. И среди многих случаев попадания переменной звезды в скопление он особо отметил десяток цефеид. Проанализировав скудные тогда данные об этих цефеидах и скоплениях (фотоэлектрическая фотометрия только начиналась), Холопов пришел к выводу, что многие из этих цефеид могут быть физическими членами скоплений. В начале 1956 г. он сдал в печать большую статью с анализом связи переменных звезд и скоплений, где говорилось и о цефеидах. И в том же году появилась заметка Ирвина, а в следующем - сообщения Крафта и ван ден Берга. Крафт сравнивал координаты скоплений и цефеид, а ван ден Берг искал скопления вокруг цефеид на фотографиях Паломарского атласа неба. Большинство найденных ими в скоплениях цефеид уже были в списке Холодова, а его статья все еще была в печати и вышла лишь в 1958 г.

 

Однако и Холопова и Ирвина опередил П. Дойг, и опередил на 30 лет! Еще в 1925 году он знал, что II Стрельца и 8 Наугольника входят в рассеянные скопления, и предлагал с помощью зависимости период - светимость определять расстояния скоплений. Поистине, новое - это хорошо забытое старое... 56

 

В 1957 - 1961 гг. цефеиды в скоплениях тщательно изучили астрономы обсерваторий Маунт Вилсон и Паломар - в основном, Аллан Сендидж, Роберт Крафт и Хальтон Арп. Это были 1Л Стрельца, 8 Наугольника, ОЬ Кассиопеи, ЕУ Щита и СР Кассиопеи. Они получили фотоэлектрические кривые блеска и цвета этих цефеид, построили диаграммы цвет - светимость скоплений и определили их расстояния с помощью начальной главной последовательности Джонсона - Ириарте. Принадлежность к скоплениям позволяет определить и избыток цвета цефеид.

 

Но как доказать, что цефеида - член скопления, а не находится ближе или дальше его? Критерии, позволяющие судить об этом, сводятся вкратце к следующему: малая вероятность случайного совпадения положения на небе, близость лучевых скоростей скопления и цефеиды, близость собственных движений (правда, почти всегда они столь малы, что этот критерий не работает), «разумность» светимости и показателя цвета цефеиды, получаемых в гипотезе о ее принадлежности к скоплению. Наконец, это положение цефеиды на диаграмме цвет - светимость скопления: во всех надежных случаях физической связи со скоплением цефеида оказывалась на 1 - 2т ярче самых ярких звезд главной последовательности скопления. Это дало основание для предположения, что цефеиды - потомки массивных звезд, уже покинувших ГП. Гипотеза о происхождении цефеид из В-звезд находит подтверждение и в удивительном сходстве распределения в пространстве и движений этих типов звезд. Изучение цефеид проливает  свет  и  на  поздние  стадии  эволюции  массивных  звезд.

 

Результаты исследования пяти цефеид в скоплениях были в 1961 г. подытожены Робертом Крафтом. Он подтвердил увеличение на 1т,5 светимости цефеид, предложенное Бааде. Но когда в 1965 г. И. М. Копылов совместно с автором этой книги пересмотрели данные о цефеидах в скоплениях, они подтвердили поправку Паренаго, т. е. увеличение светимости лишь на 1т,0 от нуль-пункта Шепли. Это было вызвано тем, что для определения расстояний использовалась исходная главная последовательность Копылова. Поскольку скопления с цефеидами далеки и слабые их звезды не измерены, пришлось пользоваться верхней частью этой последовательности, проходящей на 0Ш,5 ниже ИГП Джонсона - Ириарте, которой Пользовался Крафт. Модули расстояний и, следовательно, светимости получились на 0т,5 меньше.

Таким образом, проблема светимости цефеид ныне сводится к проблеме шкалы расстояний рассеянных скоплений, и   поскольку   здесь   нет   пока   полной   ясности,   определения статистических параллаксов цефеид сохраняют актуальность. К сожалению, и здесь последние работы не дают согласующихся результатов.

 

Однако растет число цефеид - членов скоплений, совершенствуется методика определения их расстояний. Уместно отметить здесь передовые позиции московских астрономов в важнейшем деле укрепления фундамента шкалы расстояний. Около половины из двух десятков цефеид, на которых ныне основаны все расстояния во Вселенной, были впервые исследованы или приписаны к скоплениям в Москве, и среди них наиболее интересные и трудные случаи - СЕ Кассиопеи в N00 7790 и V 367 Щита в ЫСС 6449.

 

Загадочные полупериодические колебания блеска СЕ Кассиопеи долгие годы не поддавались расшифровке, пока в 1949 г. Г. А. Старикова, будучи на студенческой практике в Абастуманской обсерватории, не установила с помощью визуальных наблюдений на 40-сантиметровом рефракторе, что это двойная звезда с расстоянием между компонентами в 2",3, причем каждая звезда пары является цефеидой! С 1958 г. было известно, что СЕ Кассиопеи находится в пределах рассеянного скопления N00 7790, но расстояние между компонентами звезды существенно меньше, чем диаметр диафрагмы фотоэлектрического фотометра и двойная цефеида оставалась в фотометрическом отношении не изученной. В 1963 г. П. Н. Холопов включил СЕ Кассиопеи в программу фотографических наблюдений 70-сантиметрового рефлектора ГАИШ на Ленинских горах в Москве, и в 1965 г. мы с ним смогли определить надежные параметры кривых блеска раздельно для каждого компонента - в лучшие ночи изображения каждого из них на пластинке были достаточно удалены друг от друга и можно было их измерять на ирис-фотометре.

 

Не менее интересен случай V 367 Щита. После обнаружения в 1963 г. переменности блеска этой звезды, находящейся в рассеянном скоплении N00 6449, автор начал фотографирование этой области на 40-сантиметровом астрографе Крымской станции ГАИШ, но неоднократные попытки определения периода оставались безуспешными - и немудрено, периодов у этой звезды оказалось целых два! В 1967 г. мы совместно с П. Н. Холоповым пришли к выводу, что звезда пульсирует одновременно с основным периодом и с обертоном, и нашли для основного колебания период в 6,2930 дня, однако столь

авторитетные астрономы, как Г. Тамман и С. ван ден Берг не согласились с нами. Они получали периоды около 5 дней, выкидывая часть наблюдений или получая патологическую кривую блеска. Но в 1975 г. мы подтвердили наличие у звезды двух периодов и для вторичного нашли значение 4,3849 дня, а в 1978 г. С. ван ден Берг, Б. Мадор и Р. Стоби во всех деталях подтвердили наши выводы. Важность исследования V 367 Щита определяется тем, что это единственная цефеида с двумя модами пульсаций, являющаяся, как это следовало из определенного нами значения основного периода, членом скопления и, стало быть, молодой массивной звездой с массой около 5 - 6 солнечных. Выяснилось, что такие цефеиды являются разновидностью обычных цефеид, а не старыми маломассивными звездами, как считали некоторые астрономы, ибо для них по отношению периодов получались массы около 1 - 2 солнечных. Надо сказать, что причины расхождения в оценке массы и самого наличия у некоторых цефеид   двух   периодов    до    сих    пор    остаются    неясными.

 

Еще раньше автор обосновал принадлежность к скоплениям нескольких цефеид из их окрестностей,- они, очевидно, входят в состав корон скоплений, которые, как установлено многолетними исследованиями П. Н. Холопова, являются непременной составной частью скоплений всех возрастов и масс. Было также показано, что современные фотометрические данные подтверждают старое предположение о связи с двойным скоплением Ь, х Персея четырех цефеид, находящихся поблизости от него; несколько цефеид было заподозрено в принадлежности к О-ассоциациям. В настоящее время разные авторы относят к скоплениям и ассоциациям Галактики от 14 до 25 цефеид; действительное же число цефеид, связанных со звездными группировками, может быть, по нашему мнению, в несколько раз больше, ибо многие из них входят в звездные комплексы - обширные, в сотни парсеков поперечником группировки звезд совместного происхождения

Источник: лучшие сочинения

 
 
 
 

Ответов пока нет.

Комментàрии 


Комментариев к этой статье ещё нет.

Пожалуйста, подождите!
Комментарий:
В тèму:

Cтатей на эту тему пока нет.