Редукція шкал

Не дивлячись на те, що окрема оцінка блиску може бути не дуже точною, виведена з багатьох оцінок шкала блиску зірок порівняння, як показує практика, дуже стійка, тобто набагато точніше за окреме спостереження. Тут бере своє масовість визначень, яка згладжує випадкові помилки. Тому метод Нейланда - Блажко можна вважати найкращим з трьох описаних способів спостережень навіть і, тому випадку, якщо відомі каталожні (узяті з каталогу) зоряні величини, визначені фотометрами.

Допустимо, що спостерігач зробив тривалі ряди спостережень однієї і тієї ж змінної зірки, користуючись тими ж самими зірками порівняння. Природно, що за час спостережень його досвід збільшився, і ціна міри могла змінитися. Із спостережень, отриманих в два сезони, виведено дві різні шкали. Як їх зв'язати один з одним?

Покладемо в основу допущення, що шкали пов'язані між собою лінійною залежністю, тобто задовольняють рівнянню

а + bs_{1 =} s₂ (21)

де s₁ - блиск в колишній, а s₂ - в новій шкалі, а - значення нуль-пункта нової шкали і b - перевідний коефіцієнт. Для кожної зірки складається таке рівняння, і система з надмірним числом умовних рівнянь вирішується за способом найменших квадратів (див. Доповнення 1), для чого складаються два нормальні рівняння. Їх рішення за правилами алгебри дає значення невідомих а і b, які позначимо через а₀ і b₀. Тоді рівняння (21) стає емпіричною формулою для переходу від старої шкали s₁ до нової s₂ ':

s' _{2 =} a_{0 +} b₀ s_{1 (22)}

Таблиця 7 і співвідношення (23) пояснюють сказане. У таблиці приведено дві статечні шкали блиску

Таблиця 7. Порівняння шкал блиску зірок порівняння RY Тельця

Зірка	s1	s2	Умовні вирівняли	s2 '	s2 ' - s2
a b c e f g	-8,7 0,0 11,1 16,8 27,5 31,8	- 0,0 10,1 17,4 27,7 33,4	- a+0,0b=0,0 a+11,1b=10,1 a+16,8b=17,4 a+27,5b=27,7 a+31,8b=33,4	-9,7 -0,5 11,1 17,1 28,3 32,8	- -0,5 +1,0 -0,3 +0,6 -0,6

а₀ = -0,5; b ₀ = 1,047; s ₂' = - 0,5+l,047 s ₁ (23)

зірок порівняння RY Тельця - стара s₁ і нова s₂, складені по них умовні рівняння, знайдені значення a₀ і b₀. Співвідношення (23) - це конкретний вид емпіричної формули (22). По співвідношенню (23) і початковим величинам s₁ вичислені s₂, а потім отримані різниці s₂ ' - s₂, що характеризують точність шкал.

Допустимо, що нам відомі зоряні величини m хоч би частини зірок порівняння. У такому разі ми можемо перетворити статечну шкалу в шкалу зоряних величі, виконавши аналогічні операції. Приймемо, що має місце залежність

m = m ₀ + s * р, (24)

де m₀ - нуль-пункт, а р - ціна міри.

Склавши систему умовних рівнянь і вирішивши їх за способом найменших квадратів, знаходимо значення m_{00 і} р_{0 ,} підставимо їх у формулу (24), і отримуємо пужцую емпіричну залежність, по якій і робиться перетворення мір s на зоряні величини:

m ' = m ₀₀ + р ₀ * s. (25)

Тема. 5. Міжзоряне середовище.

1. Галактики. Класифікація туманностей. Зоряні скупчення. Проблема прихованої маси.

Гала́ктика (дав.-гр. Γαλαξίας — Чумацький Шлях) — гравітаційно-пов'язана система із зірок, міжзоряного газу, пилу і темної матерії. Усі об'єкти у складі галактик беруть участь в русі відносно загального центру мас.

Галактики — надзвичайно далекі об'єкти, відстань до найближчих з них прийнято вимірювати в мегапарсеках, а до далеких — в одиницях червоного зміщення z. Саме із-за віддаленості розрізнити на небі неозброєним оком можна усього лише три з них: туманність Андромеди (видна в північній півкулі), Велике і Мале Хмари (видні в південному) Магеллану. Дозволити зображення галактик до окремих зірок не вдавалося аж до початку XX століття. На початок 1990-х років налічувалося не більше 30 галактик, в яких вдалося побачити окремі зірки, і усі вони входили до Місцевої групи. Після запуску космічного телескопа «Хаббл» і вводу в дію 10-метрових наземних телескопів число галактик, в яких вдалося розрізнити окремі зірки, різко зросло.

Галактики відрізняються великою різноманітністю: серед них можна виділити сфероподібні еліптичні галактики, дискові спіральні галактики, галактики з перемичкою (баром), карликові, неправильні і т. д. Якщо ж говорити про числові значення, то, приміром, їх маса варіюється від 10⁷ до 10¹² мас Сонця, для порівняння маса нашої галактики Чумацький шлях 3×10¹². Діаметр галактик — від 5 до 50 кілопарсек[1] (від близько 16 тисяч до 160 тисяч світлових років)для порівняння діаметр нашої галактики Чумацький шлях близько 100 000 світлових років.

Однією з невирішених проблем будови галактик є темна матерія, що проявляє себе тільки в гравітаційній взаємодії. Вона може складати до 90 % від загальної маси галактики, а може і повністю бути відсутнім, як в карликових галактиках[2].

У просторі галактики розподілені нерівномірно: в одній області можна виявити цілу групу близьких галактик, а можна не виявити жодної, навіть найменшої галактики (так звані войди). Точна кількість галактик в спостережуваній частині Всесвіту невідома, але, видно, їх близько 10¹¹[3].

Туманності - це небесні об'єкти, які на відміну від зірок виглядають як плями. Найбільш яскраві з них видні неозброєним оком (туманність Андромеда і туманність Оріону). У 1774 році, француз Мессье, що займався, втім, дослідженням комет, які на вигляд нагадують туманності, випустив перший каталог туманностей, створений лише, щоб полегшити Мессье відкриття нових предметів свого інтересу. Більшість туманностей цього каталога були відкриті самим Мессье. У каталозі були зібрані усі види і класи туманностей, але класифіковані вони не були. Нижче буде приведений варіант сучасної класифікації туманностей.

Усі туманності діляться на галактичні і позагалактичні. Детальна класифікація позагалактичних туманностей (галактик) була запропонована Б. А. Воронцовим-Вільяміновим. Далі будуть класифіковані галактичні туманності.

Галактичні туманності є хмарами міжзоряного пилу і газів, освітленими яскравими сусідніми зірками. Усі ці туманності знаходяться в нашій Галактиці.

Галактичні гуманності діляться на газові і пилові. Газові туманності - це хмари міжзоряного газу, що світиться відбитим світлом або в результаті збудження гарячими зірками.

Пилові (темні) туманності - це хмари міжзоряного пилу, або що виглядають темними плямами на тлі більше видалених світлих туманностей, або що закривають світло далеких зірок. Приклад, що відповідає першому випадку, - туманність Кінська Голова, в сузір'ї Оріону. Приклад. що відповідає другому випадку - туманність Вугільний Мішок, що приховує центр нашої Галактики.

З класу пилових туманностей виділяються глобули - дуже компактні і дуже щільні пилові туманності, з яких формуються зірки.

Газові туманності діляться на дифузні, планетарні, водневі і газопилові.

Дифузні туманності - це хмари розрідженого газу дуже великого розміру, в які занурені освітлюючі їх зірки, можливо загального з ними походження. Ці туманності дістали свою назву із-за схожості з плямами, що світяться, розтікаються (дифундуючими) по навколишньому чорному фону. Класичний приклад дифузної туманності - туманність Оріону.

Планетарні туманності виникають в результаті вибуху Найновішою (зірка, що вибухає у кінці свого життєвого шляху) і є скинутою вибухом оболонкою зірки. Ця оболонка світиться під впливом випромінювання слабкої, але дуже гарячої центральної зірки. Виглядають ці туманності подібно до планетних дисків видних в телескоп, чому і дістали свою назву. Але деякі планетарні туманності мають неправильну форму. Наприклад - Крабовидна туманність, що утворилася в результаті вибуху Найновішої 1054 року, занесена, до речі, в каталог месі під номером 1.

Водневі туманності складаються з чистого водню. Водень випромінює невидимі промені, і тому, не дивлячись на величезні розміри, ці туманності були відкриті тільки в 1945 Г. А. Шайном.

Газопилові туманності схожі з водневими, але включають до свого складу пил, і теж були відкриті Г. А. Шайном.

Зоряні скупчення, групи зірок, пов'язаних між собою силами взаємного тяжіння і що мають спільне походження, близький вік і хімічний склад. Зазвичай мають щільне центральне згущування (ядро), оточене значно менш щільною корональною областю. Діаметри З. с. знаходяться в межах від декількох до 150 парсек, причому радіуси корональних областей у декілька разів перевищують радіуси ядер. Історично склалося ділення З. с. на розсіяні (іноді називаються відкритими, галактичними) і кульові. Відмінність між ними в основному визначається масою і віком цих утворень. Розсіяні З. с., як правило, містять десятки і сотні, рідко тисячі, а кульові — десятки і сотні тисяч зірок. Приклади розсіяних З. с. — Плеяди, Ясла, Гіади; приклади кульових З. с. — скупчення М3 в сузір'ї Гончих Псів і М13 в сузір'ї Геркулеса.

Розсіяні скупчення в нашій Галактиці концентруються в площині симетрії Чумацького Шляху (галактичній площині) і мають невеликі швидкості відносно Сонця (в середньому 20 км/сек). Серед них можна виділити асоційовані із спіральними гілками скупчення, що виникли порівняно недавно (менше 100 млн. років назад), і скупчення проміжного віку, або скупчення диска, не показуючі зв'язки із спіральними гілками і що слабкіше концентруються до галактичної площини. Усі розсіяні скупчення мають нормальний вміст металів, властивий зіркам плоскої складової Галактики. Кульові З. с. в нашій Галактиці розподілені в сфероїдальному об'ємі, центр якого співпадає з центром Галактики, сильно концентруються до цього центру і характеризуються великими швидкостями відносно Сонця (в середньому 170 км/сек). Зазвичай вони бідні металами, проте об'єкти, спостережувані в наколоцентральних областях Галактики, багатіше металами, ніж ті, які спостерігаються на периферії нашої зоряної системи. Важливі відомості про еволюцію З. с. дає вивчення Герцшпрунга — Ресселла діаграм або діаграм "зоряна величина — показник кольору". Діаграми залежності "зоряна величина — показник кольору" зірок типових розсіяних і кульових З. с. нашої Галактики істотно різні (див. мал.). Інтерпретація цих діаграм з точки зору сучасних теорій зоряної еволюції дозволяє зробити висновок, що зірки типових кульових З. с. в 100-1000 разів старше за зірки розсіяних З. с.

Кінематичні характеристики і просторовий розподіл кульових З. с. нашої Галактики відбивають особливості початкового розподілу в Галактиці речовини, з якої на ранній стадії її існування виникли ці утворення. Діаграми "зоряна величина — показник кольору" зірок кульових З. с. тієї епохи повинні нагадувати відповідні діаграми сучасних розсіяних З. с. Подібні молоді кульові З. с. спостерігаються в сусідніх галактиках (наприклад, NGC 1866 у Великій Хмарі Магеллану). У сучасну епоху З. с. в нашій Галактиці виникають тільки поблизу галактичної площини, в районах газовопилових спіральних гілок.

Одночасно зі зміною фізичних характеристик членів З. с. відбувається їх динамічна еволюція. Зближення між зірками в ядрах З. с. призводять до взаємного обміну енергією їх руху. В результаті деякі члени З. с. отримують надмірну енергію і переходять в область корони або взагалі покидають скупчення. Ядро при цьому, як правило, стискується. Процес дисипації ядра відбувається особливо швидко у скупчень з невеликою кількістю членів, тобто розсіяних. Тому із старих скупчень в нашій Галактиці збереглися лише найбільш масивні з них, тобто кульові. Серед слабких членів молодих розсіяних скупчень зазвичай спостерігаються орионові і спалахові змінні зірки. У деяких кульових скупченнях містяться змінні зірки типу RR Ліри і W Діви, а в розсіяних скупченнях іноді зустрічаються цефеїди. Найбільш близькі до Сонця З. с. (наприклад, Гіади), у власних рухах членів яких спостерігаються явища перспективи (напрями власних рухів при продовженні їх на небесній сфері перетинаються в одній точці), називаються такими, що рухаються. З, що рухаються. с. грають особливу роль в проблемі визначення зоряних відстаней, так як відстані до них можуть бути надійно визначені простим геометричним методом.

Прихована маса (у космології і астрофізиці також темна матерія, темна речовина) — загальна назва сукупності астрономічних об'єктів, недоступних прямим спостереженням сучасними засобами астрономії (тобто що не випускають електромагнітного або нейтрино випромінювання достатньої для спостережень інтенсивності і що не поглинає їх), але спостережуваних побічно по гравітаційних ефектах (зокрема по ефекту «гравітаційної лінзи»), що надаються на видимі об'єкти. Учені вважають, що кількість темної матерії як мінімум в 5 разів більше кількості видимої.

Загальна проблема прихованої маси складається з двох проблем:

• астрофізичною, тобто протиріччя спостережуваної маси гравітаційно пов'язаних об'єктів і їх систем, таких, як галактики і їх скупчення, з їх спостережуваними параметрами, визначуваними гравітаційними ефектами;
• космологічною — протиріччя спостережуваних космологічних параметрів отриманої за астрофізичними даними середньої щільності Всесвіту.

Окрім прямих спостережень гравітаційних ефектів прихованої маси існує ряд об'єктів, пряме спостереження яких ускладнене, але які можуть вносити вклад до складу прихованої маси. Нині розглядаються об'єкти баріонної і небаріонної природи: якщо до перших відносяться досить добре відомі астрономічні об'єкти, то в якості кандидатів в другі розглядаються страпельки і гіпотетичні елементарні частки, що виходять з класичної квантової хромодинаміки (аксіони) і розширень суперсиметрій квантових теорій поля.