Центр Галактики - Вселенная - От плоской Земли до квазаров

Вселенная

От плоской Земли до квазаров
Главная


Земля


Солнечная система


Звезды


Галактика


Размеры Галактики


Другие галактики


Возраст Земли


Энергия Солнца


Типы звезд


Эволюция звезд


Взрывы звезд


Эволюция галактик


Удаляющиеся галактики


Наблюдаемая Вселенная


Начало Вселенной


Бомбардировка частицами


Фотоны большой энергии


Радиоастрономия


Окраины Вселенной



Центр Галактики

Теперь нам пора вернуться к проблеме определения расстояния до цефеид.
Можно попробовать решить ее статистическим методом. У звезд, движущихся в направлениях, близких к лучу нашего зрения, лучевая скорость больше тангенциальной. У звезд, движущихся примерно перпендикулярно лучу нашего зрения, тангенциальная скорость больше лучевой. Однако в среднем эти две противоположные тенденции уравновешивают друг друга, и для большого числа звезд лучевую и тангенциальную скорости можно считать в среднем равными.
В таком случае мы можем принять, что измеренное собственное движение какой-нибудь цефеиды (в секундах дуги в год) равно не только ее тангенциальной, но и ее лучевой скорости, а лучевую скорость можно измерить непосредственно в километрах в секунду, изучая спектр звезды. Если же мы можем выразить движение в секундах дуги в год и в километрах в секунду, это дает нам возможность вычислить расстояние до движущегося объекта, ибо только на одном определенном расстоянии скорость во столько-то километров в секунду соответствует перемещению во столько-то секунд дуги в год.
Для отдельной цефеиды подобные расчеты могут дать ответ, весьма далекий от истины, так как именно в этом случае лучевая скорость может оказаться намного больше или меньше тангенциальной. Однако если таким образом вычислить расстояние до множества цефеид с одинаковым периодом, расположенных в данном скоплении, полученное среднее расстояние, вероятнее всего, будет близко к истинному.
Датский астроном Эйнар Герцшпрунг (род. в 1873 г.) определил этим способом расстояния до нескольких цефеид в 1913 г., а несколько лет спустя Шепли применил статистический метод, изучая строение Галактики. Он нашел расстояния до цефеид с различными периодами. Исходя из полученных расстояний и из их видимой яркости, он смог вычислить их светимости.
Если построить график зависимости найденных таким образом светимостей цефеид от их периодов, то в результате (с учетом некоторой неопределенности, заложенной в самом методе) должна получиться более или менее гладкая линия. По крайней мере такой результат должен был получиться, если этот метод имеет хоть какую-нибудь ценность. С другой стороны, если бы такой статистический метод не имел никакой ценности, то все вычисленные с его помощью расстояния были бы неверны, и, следовательно, неверны были бы и полученные значения светимостей и никакой закономерной связи между светимостью и периодом не обнаружилось бы.


 
< Пред.   След. >