Позагалактична астрономія - Юрій Кудря 2016

РОЗДІЛ 5

ВИЗНАЧЕННЯ ВІДСТАНЕЙ ДО ГАЛАКТИК

5.4.Відстані за цефеїдами

5.4.1.Історичні відомості

Першу цефеїду — змінну зорю δ Цефея (рис. 5.3), за якою і було названо клас змінних зір, було відкрито у 1784 році Дж. Гудрайком. Стабільний період зорі порівняно довгий — 5,36634 доби, крива блиску змінюється від 3,48 до 4,37 зоряної V -величини (у видимому діапазоні). Другу цефеїду — η Орла — відкрив у тому самому році Е. Піготт. Протягом наступних 100 років кількість відкриттів цефеїд зросла лише приблизно на десяток. Прорив стався в кінці XIX ст. з початком застосування фотографії в астрономії. Про кількість цефеїд У нашій Галактиці свідчать такі дані: у четвертому виданні Загального каталогу змінних зір (GCVS, 1990—1995) до класичних цефеїд віднесено 460 зір, до цефеїд сферичної складової Галактики — 173 і просто

цефеїд — 180. Насправді, в цій групі переважають класичні це феїди. У найближчих галактиках, передусім у Магелланових Хмарах та М 31, виявлено тисячі цефеїд (http://heritage.sai.msu. ru/ucheb/Samus/2_2.html).

Емпіричну залежність між періодом зміни блиску цефеїд та їхньою світністю у 1908 році у Гарвардській обсерваторії відкрила Лівітт. Укладаючи каталог змінних зір у Магелланових Хмарах, вона змогла для 16 з тих, які з’являлися на пластинках достатню кількість разів, визначити період зміни блиску. Розташувавши зорі у порядку зростання зоряної величини, вона помітила, що яскравіші змінні мають більші періоди. Надійніше ця залежність була встановлена нею у 1912 році (Лівітт Г. та Пікерінг Е., 1912), коли кількість відомих на той час зір у Малій Магеллановій Хмарі з відомим періодом досягла двадцяти п’яти. Лівітт та Пікерінг довели, що, оскільки всі ці змінні знаходяться приблизно на одній відстані, то період зміни блиску пов’язаний з абсолютною світністю зорі, що визначається її масою, густиною та поверхневою яскравістю.

У 1913 році Герцшпрунг надав цій залежності аналітичну форму:

де P — період у добах; (М) — деяке середнє значення абсолютної зоряної величини. Він також запропонував використовувати це співвідношення для визначення відстані.

Досить точно визначити нахил а залежності можна було вже за даними Лівітт. Для абсолютної прив’язки відстаней необхідно було визначити нуль-пункт М₀ залежності. На той час це було складно, оскільки цефеїди — це гігантські змінні зорі, яких немає серед найближчого до Сонця зоряного населення. Вперше цю задачу розв’язав Герцшпрунг за 13 цефеїдами у Галактиці, для яких були відомі власні рухи. За методом статистичних паралаксів, приймаючи, що середня пекулярна швидкість зір відносно місцевого стандарту спокою (див. розд. 1) є нульовою, він оцінив їхні річні паралакси, а потім і модулі відстані. Для візуальних зоряних величин він отримав М₀ =-0,6, а = 2,1.

За цими визначеннями відстань до Малої Магелланової Хмари була неточною і становила приблизно 1 кпк (сучасне значення близько 60 кпк).

Рис. 5.3. Крива блиску δ Цефея (штрихова лінія відповідає періоду зміни блиску)

Співвідношення між періодом та світністю Лівітт встановила для цефеїд з періодами, більшими за добу. Приблизно у той самий час у Гарвардській обсерваторії С.І. Бейлі (1917) спостерігав кулясті скупчення М 3, М 5, M 15 та виявив у них численні змінні зорі, періоди яких здебільшого менші за добу. Він запропонував називати їх змінними зорями скупчень. На відміну від довгоперіодичних цефеїд, вони не демонстрували залежності період—світність, а були майже сталої світності. Дисперсія їх відносно середнього значення становила лише 0^m,1. Бейлі виявив у кулястих скупченнях окрім короткоперіодичних змінних поодинокі довгоперіодичні змінні (наприклад, у скупченні ω Центавра він знайшов 100 короткоперіодичних і п’ять довгоперіодичних змінних). На той час не спостерігали суттєвої різниці між цими змінними та цефеїдами (зорями типу δ Цефея), називаючи їх також цефеїдами. Крім того, короткоперіодичні змінні скупчень, які зараз називають зорями типу RR Ліри, також іноді називали цефеїдами. Згодом виявилося, що ці три типи змінних мають і різні криві блиску, і свої особливості в спектрах. Наприклад, для цефеїд скупчень характерна поява водневої емісії на висхідній гілці кривої блиску, тоді як для більшості цефеїд на тих саме фазах з’являється емісія в лініях Н та К іонів Са II. Наразі чітко встановлено, що це є окремі групи абсолютно різних об’єктів на різних стадіях еволюції.

Головні характерні особливості класичних цефеїд (типу δ Це- фея) — належність до плоскої складової Галактики (тип I зоряного населення) та періоди зміни блиску, більші за добу. їх криві блиску характеризуються швидким наростанням блиску та більш повільним спаданням. Абсолютні зоряні величини класичних цефеїд становлять від -2 до -7^m. Приклад кривої блиску класичної цефеїди (δ Цефея) наведений на рис. 5.3.

До іншої групи «цефеїд» належать зорі сферичної складової Галактики (тип II), зокрема кулястих зоряних скупчень. Серед них, у свою чергу, вирізняють короткоперіодичні змінні з амплітудою зміни блиску порядку 1^m та періодом, що змінюється переважно від 80 хв до 1—1,5 доби. Після відкриття В. Флемінг (1901; Гарвардська обсерваторія) найяскравішого представника цього класу змінних — зорі RR Ліри, блиск якої змінювався від 7 до 8^m, ці змінні почали називати зорями типу RR Ліри. Інший клас змінних типу II утворюють зорі типу W Діви — довгоперіодичні змінні сферичної складової Галактики — віргініди.

Зорі типу RR Ліри трохи яскравіші за гранично видимі (на час їх відкриття у найбільші наземні телескопи) зорі у Магеланових Хмарах, в інших галактиках вони тоді не спостерігалися. Тому вони стали основою для визначення відстаней, перш за все, в межах Галактики, зокрема до кулястих скупчень. У свою чергу, відомості про світність цих скупчень є необхідними для вимірювання відстаней до більш далеких галактик, що містять кулясті скупчення.

Окрім Герцшпрунга нуль-пункт залежності період—світність визначав Шеплі, який у 1918 році дослідив цю залежність для довгоперіодичних змінних у кулястих скупченнях та знайшов, що її нахил збігається з нахилом залежності для класичних цефеїд Малої Магелланової Хмари. Він об’єднав дві прямі в одну, приписавши їм єдиний нуль-пункт. Крім того, після накопичення даних про короткоперіодичні цефеїди, Шеплі наголошував, що і довгоперіодичні, і короткоперіодичні цефеїди з приблизно сталою світністю мають утворювати неперервну послідовність та вкладатися в єдину залежність (рис. 5.4). Унаслідок цього нуль- пункт залежності для класичних цефеїд визначався за змінними зорями скупчень.

Габбл у своїх вимірюваннях відстаней до галактик користувався єдиною залежністю Шеплі. Дисперсія абсолютних зоряних величин індивідуальних цефеїд поблизу середньої залежності становила порядку 0^m,15, що нібито свідчило про те, що метод цефеїд дуже точний і відстані, розраховані за ним, варті довіри. Габбл, наприклад, оцінив відстань до NGC 6822 (галактики Бар- нарда) як 214 кпк (сучасне значення 520 кпк). Це було набагато більше навіть за перебільшені розміри Галактики: 90 кпк за Шеплі, та стало аргументом, що підтверджував позагалактичне розташування туманностей. Але прийняти шкали відстаней за єдиною залежністю Шеплі було проблематично: лінійні розміри галактик, зокрема М 31, були суттєво меншими за розміри Молочного Шляху. Цього не повинно було бути, якщо вважати інші галактики системами зір, подібними до Молочного Шляху. Крім того, виявилося, що кулясті скупчення в М 31 на 1^m,5 слабкіші за такі у Галактиці.

Рис. 5.4. Єдина залежність Шеплі період— світність для цефеїд

На підставі результатів подальших численних праць з перегляду нуль-пункту зрештою дійшли висновку, що всі цефеїди неможливо задовільно описати єдиною кривою. Для класичних довгоперіодичних цефеїд плоскої складової Галактики (тип I зоряного населення) треба приймати залежність, яка на 1^m,5 вища за залежність для довгоперіодичних змінних скупчень (тип II).

Вирішальним для перегляду шкал відстаней виявилося (1949) використання 200-дюймового (5-метрового) телескопа в обсерваторії Маунт-Паломар (нині телескоп Хейла), на якому, зокрема, почав працювати Бааде. На його думку, за допомогою такого телескопа з граничною видимою величиною 23^m він мав спостерігати змінні типу RR Ліри у М 31 величиною 22^m, але жодної не виявив. Проте знайшов там найяскравіші червоні зорі типу II населення з граничною величиною приблизно 22^m. Оскільки в кулястих скупченнях вони були на 1^m,5 яскравіші за зорі типу RR Ліри, то Бааде дійшов висновку, що зорі типу RR Ліри слабкіші на 1^m,5, ніж найслабкіші класичні цефеїди. Тоді і віргініди (довго- періодичні цефеїди сферичної складової), які неперервно переходять до зір типу RR Ліри, мають бути приблизно на 1^m,5 слабкіші для певного періоду змінюваності, ніж класичні цефеїди. При цьому вважалося, що середнє значення абсолютної (фотографічної) величини для зір типу RR Ліри приблизно дорівнює нулю.

У 1952 році Бааде на конгресі Міжнародного астрономічного союзу обґрунтував необхідність перенесення пуль-пункту залежності для класичних цефеїд на 1^m,5, а для змінних скупчень — віргінід та зір типу RR Ліри — можливість залишити єдину залежність Шеплі. Унаслідок цього істотно змінилася шкала відстаней. Розміри Галактики та відстані до кулястих скупчень Галактики, оскільки їх визначали здебільшого за зоряним типом II, не переглядали, а відстані до інших галактик, які розраховували за типом I, а також їхні розміри, довелося збільшити вдвічі. Так була виправлена «велика помилка» Шеплі.