Содержание к диссертации
Введение
Глава I. Наблюдаемая диаграмма Герцшпрунга-Рессела рассеянных скоплений. Функции светимости и масс 11
1.1 Методика построения диаграммы Герцшпрунга-Рессела 11
1.2 Основные критерии отбора членов скопления 13
1.3 Трудности построения наблюдаемой диаграммы Г-Р
а/ Определение цветового избытка EB-V и полного поглощения Av 15
б/ Проблема построения главной последовательности нулевого возраста (ГПНВ) 16
1.4 Факторы, влияющие на распределение звезд вдоль ГП 17
1.5 Звездный состав рассеянных скоплений 19
а/ Переменные звезды, пекулярные звезды 21
1.6 Функции светимости и масс 26
1.7 Наблюдаемая функция светимости рассеянных скоплений 28
1.8 Выводы 31
Глава II. Определение относительных собственных движений звезд 32
2.1 Краткая характеристика рассеянного скопления NGC 7092 32
2.2 Наблюдательный материал. Методика измерений... 33
2.3 Методика вычисления собственных движений звезд. 39
2.4 0 выборе опорных звезд и эмпирической оценке их влияния на собственные движения звезд 41
а/ Исключение звезд с большими собственными движениями 44
б/ Групповой эффект пекулярных и опорных звезд... 48
в/ Эмпирические оценки однородности каталожных собственных движений 54
2.5 Среднеквадратичные ошибки собственных движений. 62
2.6 Исследование и учет уравнения блеска 65
2.7 Сравнение собственных движений из разных каталогов 72
Глава III Фотографическая и фотоэлектрическая U&V фотометрия 79
3.1 Фотографическая UBV фотометрия 79
а/ Наблюдательный материал. Методика измерений... 79
б/ Построение калибровочной кривой. Цветовое уравнение. 81
3.2 Сравнение фотографических UBV величин с фото электрическими величинами других авторов 89
3.3 Фотоэлектрическая U&V фотометрия 91
а/ Наблюдения 1979 г 93
б/ Наблюдения 1981-82 гг 96
3.4 Сравнение измеренных автором фотоэлектрических и фотографических UBV величин 101
3.5 Исследование малоамплитудной цефеиды СПЗ 2299= V 1726 Суд 104
а/ Открытие переменной. Фотографические U5V наблюдения 104
б/ Фотоэлектрическая UkV фотометрия СПЗ 2299 105
в/ 0 малоамплитудных цефеидах III
3.6 Исследование затменной переменной звезды СПЗ 2588 114
3.7 Об обработке данных на ЭВМ 119
Глава ІV. Двумерная спектральная классификация и межзвездное поглощение в области скопления N&C 7092... 122
4.1 Описание наблюдательного материала. Методика глазомерной классификации 122
4.2 Сопоставление спектральной классификации Spддо с классификациями из других источников. Ошибки спектральных определений. Предельная величина. 125
4.3 Распределение звезд по спектральным классам и классам светимости. Пекулярные звезды 133
4.4 Методика определения Eb-V Исследование поглощения. Характер распределения поглощающего вещества 137
4.5 Сравнение с другими работами по исследованию поглощения 143
Глава V. Результаты исследования рассеянных скоплений NGC 7092 и анонимного на основе кинематических, фотометрических и спектральных характеристик.. 148
5.1 О способах отбора членов скопления по собственным движениям 148
5.2 Методика отбора вероятных членов скопления... 153
5.3 Результаты отбора вероятных членов скопления NGC 7092 156
5.4 Результаты исследования рассеянного скопления NGC 7092
а/ Новые данные о возможных членах короны NGC 7092 162
б/ Распределение звезд скопления N&c 7092. Радиальное распределение видимой звездной плотности.. 168
в/ Модуль расстояния скопления NGC 7092. Функция
светимости и функция масс 175
г/ Диаграммы Герцшпрунга-Рессела, V~(B-V), (U -В)- (B-V) 183
5.5 Результаты исследования анонимного скопления.. 186
а/ Открытие анонимного скопления. Предварительные результаты его исследования 186
б/ Новая проверка существования анонимного скопления 1$7
Заключение 197
Литература 200
Приложение 1 211
Приложение II 222
Приложение III 237
- Методика построения диаграммы Герцшпрунга-Рессела
- Краткая характеристика рассеянного скопления NGC 7092
- Фотографическая UBV фотометрия
- Описание наблюдательного материала. Методика глазомерной классификации
- О способах отбора членов скопления по собственным движениям
Методика построения диаграммы Герцшпрунга-Рессела
Наблюдаемая диаграмма Г-Р обычно строится в координатах "абсолютная величина-истинный цвет". Тогда в широкополосной трехцветной фотометрической системе 1/BVдиаграмма Г-Р будет представлена в виде: MV (B-V) , где Mv -абсолютная звездная величина в полосе пропускания V , (B-V) - свободный от покраснения истинный цвет. Допустим,что нам известны точные UbV величины для всех членов скопления. В таком случае наблюдаемую диаграмму Г-Р можно получить следующим образом:
а/ строится двухцветная диаграмма (U-B) WB-V) . На ней наносится линия нормальных цветов для звезд V класса светимости. Проводятся линии нарастающего покраснения, которые в общем виде для О-В звезд и избытков цвета Е ь-у I выражаются параболами [ІІ: Еи-в =X»EB-V+0.05 Eb-V » где избытки цвета Еи-ь =(U-B) - (U-B)Q и Eb.v=(B-V)-(B-V)o т.е. наблюдаемый цвет минус истинный. В первом приближении можно принять, что Х=0.72 [I]. На практике избыток цвета Еъ-v определяется величиной проекции на оси (B-V) сдвига всех членов скопления вдоль линии нарастающего покраснения до пересечения с линией нормальных цветов. Полное поглощение А у в полосе пропускания V можно получить при помощи формулы: kv= Е у-» гДе -отношение полного поглощения к селективному, и , следовательно, истинная величина VQ= V - Av;
б/ строится диаграмма "цвет-величина" V (B-V) . Неотъемлемой частью такой диаграммы является присутствие главной последовательности (ГП) скопления. Совмещая ее с т.н. главной последовательностью нулевого возраста (ГПНВ), прокалиброванной в координатах My и (B-V) , получаем модуль расстояния(У-Му)0, зная который, можно построить диаграмму Г-Р для членов скопления в координатах MvfU{B-V)Q.
Однако в реальном случае построение диаграммы Г-Р сопровождается рядом допущений и неопределенностей, на рассмотрении которых следует остановиться подробнее.
Краткая характеристика рассеянного скопления NGC 7092
Рассеянное звездное скопление MG-C7092 (М 39, C2I30+ +482) расположено в созвездии Лебедя (Ж=21 30.4 =4813 (1950.0); =92?5 #=-2?3) на расстоянии 270 пс по данным каталога Линга [68]. В списке скоплений, расположенных по возрастанию расстояния от Солнца [69], это скопление занимает 12-ое место среди - ИЗО [б8] известных. Ввиду близости к Солнцу NGC7092 исследовалось многими авторами в разных аспектах. Так, например, получено несколько каталогов собственных движений, измерены лучевые скорости, определены спектральные классы ряда звезд скопления и т.п.. Установлено, что скопление ШС 7092 состоит из небольшого числа (тридцати сравнительно ярких звезд (В 11.0), согласно работе Мак-Намары и Сэндерса [70]). Более того, утверждается, что в скоплении NGC7092 вообще отсутствуют звезды слабее В=П.О, и тем самым подчеркивается его исключительность [70]. Такое положение ставит скопление тс 7092 в разряд уникальных, ибо нам пока неизвестны рассеянные скопления со столь короткой длиной ( 2 ) главной последовательности.
Собственные движения звезд в области скопления NGC7092 исследовались неоднократно. В табл. I приведены краткие сведения обо всех каталогах фотографических собственных движений в близких окрестностях NGC7092. Собственные движения из каталога AGKg условно можно принять за отдельную работу. 75 звезд настоящего исследования являются общими со звездами из AGK0.Предельная В величина каталогов из табл. I оценена по нашей UBV фотометрии, и поэтому может не совпадать с оценкой самих авторов. Среднеквадратичная ошибка определения собственных движений дана в секундах дуги в год.
Фотографическая UBV фотометрия
В качестве стандарта использовались фотоэлектрические величины звезд в близких окрестностях скопления NGC7092 [82], а также рассеянного скопления NGC 7067 [84], отстоящего от центра N&C 7092 на 80. В общей сложности было отобрано 56 звезд стандарта. Звезда №10 из работы Джонсона [82] имеет неправильные значения фотоэлектрических UBV величин. На самом деле Джонсон измерил суммарный блеск двух звезд (согласно каталогу СДФВ- ШОП + №3004).
Измерения велись на ирисфотометре фирмы "Сарториус" по методике, разработанной в Пулковской обсерватории [79]. Для учета изменения нульпункта прибора и наклона калибровочной кривой снимка измерялись 6-8 контрольных звезд, величины которых равномерно распределены в интервале от 9 1 до 16-17 Г1 В среднем на каждом снимке контрольные звезды измерялись примерно 100 раз. По измерениям этих звезд выводились поправки к отсчетам ирисфотометра, которые аппроксимировались прямыми по методу наименьших квадратов. Индивидуальные поправки к измерениям звезд вычислялись путем интерполирования между соответствующими двумя прямыми поправок. При такой методике измерений стандартные звезды необходимо измерить всего 3-4 раза за время обработки снимка.
Постоянство фона на каждом снимке контролировалось выборочным промером значений фона по всей исследуемой площадке, включая месторасположение стандартных звезд. Только в одном случае (снимок №3 из табл. 14) была обнаружена неравномерность фона. Однако поправки за неравномерность фона не вносились в отсчеты ирисфотометра ввиду их малости- порядка 0.1 в переводе на звездные величины для звезд 15:гОй величины. Кроме того другие источники систематических ошибок (локальная ошибка поля, неточность шкалы слабых фотоэлектрических стандартов) дают значения близкие по величине поправок за неравномерность фона. б/ Построение калибровочной кривой. Цветовое уравнение. Поскольку все необходимые редукции звездных величин велись на ЭВМ, то ставился вопрос о представлении калибровочной кривой в полиномиальной форме, в том числе, и посредством кубических сплайнов. Отметим, что калибровочные кривые, связывающие фотоэлектрические величины стандартов и их измерения на ирисфотометре, близки к прямым линиям (примеры калибровочных кривых приведены в работе [79]). В то же время могут быть небольшие отклонения от прямой в ярком и слабом концах калибровочных кривых. В ходе вычислений было установлено, что полином неудовлетворительно воспроизводит именно яркий и слабый концы калибровочной кривой, особенно, если ее длина достигает 7 - 8.
Описание наблюдательного материала. Методика глазомерной классификации
Спектральная классификация 92 звезд в площадке с размерами 40 х 40 проводилась Мэверсом [81] в Бергедорфской системе Ъ$ Ъ . Около трех десятков звезд, в основном, члены скопления NGC 7092, имеют спектральную классификацию в системе МК [82] , [49], [135] .
Так как только небольшое количество звезд имело спектральные определения, нами была предпринята новая попытка классификации звездных спектров в площадке с радиусом « I. С этой целью на менисковом телескопе (70/98/210 см) Абастуманской Астрофизической обсерватории АН ГССР с 8-градусной предобъ-ективной призмой (обратная дисперсия 166 8/мм около Н ) по нашей просьбе было получено несколько спектральных снимков. Из них для классификации использовались снимки, характеристики которых собраны в табл. 26. Обработка первых двух снимков велась в проявителе Д76, а № 16603 - в ДІ9 в стандарт
Глазомерная классификация велась на приборе для рассмотрения спектров (СТЛ) с восьмикратным увеличением. Для классификации использовались критерии спектральных классов и классов светимости из работы Вартая [їїі] . Эти критерии позволяют произвести спектральную классификацию в системе, практически совпадающей со системой МК. Поскольку качество и надежность глазомерных оценок спектра зависит от опыта классификатора, первоначально нами была проведена классификация примерно 220 звезд из площадки Каптейна SA -25 (снимок № 7354 из табл. 2 работы [ill]). Полученные спектральные определения звезд (обозначенные через АА0п) были сопоставлены с результатами классификации Р.Вартая (AAOg - рис. 26). Только после учета причин некоторых расхождений в этих классификациях была предпринята классификация спектров в исследуемой площадке под непосредственным руководством Р.Вартая. Заметим, что использование трех разных сортов эмульсии хотя и увеличило случайную ошибку определения спектрального класса, но одновременно уменьшило возможные систематические ошибки, присущие каждому типу эмульсии отдельно. Таким образом, в интервале звездных величин 8.(КВ П.5 окончательные значения спектральных классов и классов светимости выводились по трем определениям. Звезды,ярче В=8.0, классифицировались только на снимке № I50I8, а слабее В=П.5 - на снимке № 16603. Из-за многочисленности звезд в исследуемой площадке неба спектры некоторых звезд перекрываются. В таких случаях в каталоге спектральных классов, цветовых избытков Еь-v и расстояний звезд (сокращенно - каталог СКИР [lI2] ) в Приложении II спектральные определения ( рддо сопровождаются двоеточием или отсутствием класса светимости, если спектральный класс определялся уверенно.
О способах отбора членов скопления по собственным движениям
Для отбора вероятных членов скопления используется векторная диаграмма (ВД) собственных движений. Координатами этой диаграммы служат компоненты собственных движений звезд К , Uy. На ВД расположение точек (так условно назовем концы векторов собственных движений на этой диаграмме) можно представить суммой двух распределений: звезд скопления- Fc и звезд фона - Fj. . Тогда вероятность принадлежности Р любой звезды к скоплению определяется формулой: Р= FC/(FC + Ц. ) Ю0% ( І). В такой форме вероятность принадлежности к скоплени сформулирована, например, в работе [2]. Суть приведенной формулы (I) для вычисления вероятностей принадлежности заключается в том, что представляется возможным объективно учитывать присутствие звезд фона на ВД. Однако, при отыскании вида распределения звезд фона возникают значительные трудности. Поэтому исследователи часто предпочитают использовать простые оценки вероятности принадлежности, не требующие знания распределения Ff.
Один из таких методов предложен Эббигхаузеном [12б] , который выделил на векторной диаграмме концентрические окружности вокруг центра скопления на ВД с радиусами т/2 & , 2(!Г , 2"V2 6 , где б- среднеквадратичная ошибка определения собственных движений звезд. В зависимости от того, в каком месте на ВД относительно этих окружностей находится конкретная звезда, устанавливается класс принадлежности к скоплению от I до ІУ: I класс- весьма вероятные члены скопления, ІУ класс- звезды фона. Очевидно, что площади круга с радиусом б на ВД и последующих двух колец относятся как 1:1:2, а число членов скопления в процентах в этом же круге и кольцах, соответственно, как 63:23:12. Последнее отношение является следствием предположения о нормальном законе распределения звезд скопления на ВД.
Если звезд фона не существовало бы, то вероятности Р по формуле (I) для всех звезд были бы равны 100% независимо от того какой класс принадлежности имела бы каждая звезда. Предположим, что на ВД равномерно в пределах круга с радиусом 2лГ б накладывается определенное число звезд фона. Рассмотрим, как это меняет вероятности, вычисленные по формуле (I).
Функции распределения Fc и Ц при этом можно заменить отношением числа звезд со соответствующими и к единице площади ВД. За такую единицу принята площадь круга с радиусом -/ІГ б . Результаты вычислений вероятностей приведены в табл. 31. Общее число звезд скопления принято за 100. Распределение звезд скопления внутри каждого круга для простоты было принято равномерным.
