Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 

На первую страницу Звездные скопления << 3.9 R,G,U-фотометрия. Метод Беккера определения расстояний до рассеянных скоплений | Оглавление | 3.11 Учет эволюционных эффектов. Проблема определения начальной главной последовательности >>

3.10 U,B,V-фотометрия и двухцветные диаграммы. Q-метод и учет поглощения света с помощью двухцветных диаграмм. Стандартная главная последовательность

Методика определения избытков цвета звезд и расстояний скоплений типа 1b с помощью трехцветной фотоэлектрической фотометрии в широкополосной фотометрической системе U, В, V (от английских слов ultraviolet - ультрафиолетовый, blue - голубой и visual - визуальный, характеризующих избранные области спектра) была разработана Джонсоном и Морганом (1953). Способы реализации системы U, В, V описаны в работах Страйжиса (1971; 1977) и Никонова (1973). Следует отметить, что кривые реакции системы U, В, V, опубликованные Джонсоном (1955), как выяснилось впоследствии (см., например, Ажусенис, Страйжис, 1969), не соответствуют реальным кривым реакции, с которыми были получены основные фотометрические стандарты этой системы, и для ее характеристики следует принимать значения средних длин волн и полуширин кривых реакции (Страйжис, 1971, 1977), приведенные в табл. 3.2.

Таблица 3.2
Полоса λ, A Δλ, A Пластинки Фильтры
U 3640 440 ORWO ZU1 УФС5+СЗС 21
B 4445 1010 ORWO ZU2 ЖС 10
V 5505 830 Kodak 103aD ЖС 18

В основу стандартной главной последовательности, применявшейся в начале 50-х годов, легли абсолютные величины MV и показатели цвета В - V около 60 звезд с точными тригонометрическими или групповыми параллаксами, находящихся в окрестностях Солнца. С этой последовательностью Джонсон и Морган (1953) совместили последовательность звезд Плеяд с 0m,00 < В - V < +0m,60 (считая, что для них EB - V = +0m,04). Самые яркие члены Плеяд при этом не наносились на диаграмму. Затем с последовательностью звезд Плеяд в районе +0m,30 < В - V < +0m,60 была совмещена главная последовательность скопления Ясли, полученная по данным Джонсона (1952б). При этом положения звезд более поздних спектральных классов скопления Ясли также хорошо совпали с положением звезд главной последовательности в окрестностях Солнца. Наконец, яркие звезды скопления NGC 2362 были совмещены с верхней частью главной последовательности Плеяд при условии, что для них EB-V = 0m,11.


Рис. 31. Зависимость между значениями U-В и В-V звезд стандартной главной последовательности (Джонсон, Морган, 1953).

На рис. 31 (Джонсон, Морган, 1953) представлена зависимость между значениями U-В и В-V звезд стандартной главной последовательности. Между спектральными классами звезд этой последовательности и их положением на приведенной зависимости существует однозначное соответствие. Гиганты и сверхгиганты располагаются на подобной диаграмме вдоль иных последовательностей.

Рис. 31 очень похож на рис. 29, что не удивительно, так как в системе R, G, U связь между значениями FIl и спектральными классами Sp почти линейна, и если на рис. 29 спектральные классы заменить значениями FIl, то вид зависимости не изменится.

Избирательное поглощение света, делая звезды более красными, смещает их на двухцветной диаграмме, представленной на рис. 31, вдоль так называемых линий покраснения, или нарастающего поглощения, изображенных на том же рисунке стрелками. При этом в первом приближении отношение избытков цвета EU-B/EB-V, определяющее наклон этих линий на рис. 31, в среднем почти одинаково для звезд ранних спектральных классов и составляет по данным Джонсона и Моргана (1953) 0,72 ± 0,03.

В системе R, G, U, по определению Крушпана, соответствующее отношение EU-G/EG-R равно 0,70 (Беккер, 1963а).

Джонсон и Морган (1953) ввели в рассмотрение параметр

$$
Q = (U-B) - \frac{E_{U-B}}{E_{B-V}}(B-V).
$$ (3.56)

В первом приближении, как видно из рис. 31, этот параметр, соответствующий значению U - В, при котором линия покраснения, проведенная для звезды данного спектрального класса, пересекает прямую В - V = 0, не зависит от поглощения. В то же время между величиной Q и спектральным классом В-звезд главной последовательности в системе МК существует однозначная зависимость.

Согласно Джонсону и Моргану для неокрашенных поглощением В-звезд в окрестностях Солнца

$$
(B-V)_0 = -0,009+0,337Q,
$$ (3.57)
откуда

$$
E_{B-V} = (B-V) - 0,337Q + 0,009.
$$ (3.58)

По этой формуле до 1958 г. определялись избытки цвета звезд рассеянных скоплений типа 1b на основании данных только U, В, V-фотометрии, ибо на двухцветной диаграмме, построенной для таких скоплений, В-звезды главной последовательности будут безошибочно выделяться как объекты верхнего левого конца последовательности звезд, смещенной относительно стандартной вдоль линий нарастающего поглощения. Значения EB - V, определенные по спектрам в системе МК и Q-методу, расходятся обычно не больше, чем на 0m,01. Зная EB-V, находят значения общего поглощения AV = 3,2EB-V или AB = 4EB-V.

Впоследствии оказалось, что Q-метод определения избытков цвета нуждается в уточнении. Хилтнер и Джонсон (1956) обнаружили искривление линий покраснения на двухцветной диаграмме (значение EU - B является квадратичной функцией EB - V), а Линдхольм (1957) показал, что наклон этих линий не постоянен, а зависит от спектрального класса звезды, испытывающей поглощение.

Согласно Джонсону (1958)

$$
\frac{E_{U-B}}{E_{B-V}} = X + 0,05E_{B-V};
$$ (3.59)

начения постоянной X, соответствующие спектральным классам звезд V класса светимости и нормальным показателям цвета (В - V)0 этих звезд, приведены в табл. 3.3.

Таблица 3.3
Спектр X (В-V)0 X
O5-O9 0,72 -0,32 0,72
B0 0,70 -0,30 0,71
B1 0,69 -0,28 0,695
B2 0,67 -0,26 0,685
B3 0,65 -0,24 0,67
B5 0,62 -0,22 0,66
B7 0,62 -0,20 0,645
B8 0,62 -0,16 0,625
B9 0,63 -0,12 0,62
A0 0,65 -0,08 0,62
A1 0,68 -0,04 0,635
A3 0,72 0,00 0,655

Параллельные прямые, проходящие через точки с координатами U - В, В - V на рис. 31 и позволяющие легко находить на линии стандартной главной последовательности точки, соответствующие нормальным показателям цвета рассматриваемых звезд, превращаются в сложное семейство кривых, проведение которых довольно затруднительно. Однако Джонсон (1958) опубликовал удобную номограмму, позволяющую находить по наблюдаемым значениям В - V и U - В звезды ее нормальный (не искаженный поглощением) показатель цвета (В - V)0. Следует подчеркнуть, что эта номограмма применима лишь для звезд ранних спектральных классов (O5 - А0) при значениях EB-V ≤ 2m,0. После исправления видимых величин звезд скопления за межзвездное поглощение света, а наблюдаемых показателей цвета - за избытки цвета, можно найти истинный модуль расстояния скопления m0-M, совместив его главную последовательность со стандартной.

Комбинированная стандартная главная последовательность, описанная выше, использовалась рядом авторов в течение всего лишь нескольких лет. Уже в 1954 г. стало ясно, что в проблеме определения расстояний до звездных скоплений нужно принимать во внимание новые, ранее не рассматривавшиеся факторы.


<< 3.9 R,G,U-фотометрия. Метод Беккера определения расстояний до рассеянных скоплений | Оглавление | 3.11 Учет эволюционных эффектов. Проблема определения начальной главной последовательности >>
Публикации с ключевыми словами: звезды - Скопление
Публикации со словами: звезды - Скопление
См. также:
Все публикации на ту же тему >>

Оценка: 2.7 [голосов: 171]
 
О рейтинге
Версия для печати Распечатать

Астрометрия - Астрономические инструменты - Астрономическое образование - Астрофизика - История астрономии - Космонавтика, исследование космоса - Любительская астрономия - Планеты и Солнечная система - Солнце


Астронет | Научная сеть | ГАИШ МГУ | Поиск по МГУ | О проекте | Авторам

Комментарии, вопросы? Пишите: info@astronet.ru или сюда

Rambler's Top100 Яндекс цитирования