Позагалактична астрономія - Юрій Кудря 2016

РОЗДІЛ 5

ВИЗНАЧЕННЯ ВІДСТАНЕЙ ДО ГАЛАКТИК

5.7.Кулясті скупчення

Перші дослідження розмірів Галактики провів Шеплі. Для встановлення шкали галактичних, а потім і позагалактичних відстаней він широко використовував кулясті скупчення. У 1955 році М. Баум першим порівняв світності кулястих скупчень у М 31 та М 87 та визначив відстань до М 87, вчетверо більшу за попередні оцінки. У 1960—1970 роки результати досліджень кулястих скупчень у нашій Галактиці та найближчих сусідів (М 31, М 33 та ін.) засвідчили, що дисперсія їхніх величин становить 4^m. Тому, хоча кулясті скупчення й яскраві (їхні абсолютні величини досягають -10^m), при оцінці відстані лише за одним скупченням похибка визначення є дуже великою.

У тому випадку, коли у галактиці спостерігається достатньо велика кількість скупчень, застосовують статистичні методи досліджень із використанням функції світності кулястих скупчень. Найчастіше застосовують або гауссіан

або так звану 15-функцію, введену Дж. Секером (1992),

Визначальним параметром тут є m₀. Знаючи відповідне значення абсолютної світності М₀, визначене для сукупності близьких скупчень з відомими відстанями, обчислюють модуль відстані μ = m₀ - М₀. Метод дає змогу визначати модулі відстаней з точністю 0,2^m, тобто з точністю до 10 % (Ріхтер Т., 2003).

Обмеження методу функції світності кулястих скупчень стосуються того, що він справджується переважно для еліптичних та лінзоподібних галактик, оскільки у спіральних галактиках виявлення скупчень ускладнене внутрішнім поглинанням світла. Унаслідок цього кількість кулястих скупчень встановити важко, а статистичні дані складно перевірити.