Амплітуди коливань та розташування нових зірок у Галактиці

курсовая работа

3.1 Розподіл нових у галактиці

На рис. 3.1 та 3.2 [5], зображено розподіл нових у нашій Галактиці. На рис. 3.1 показано розподіл нових у галактичній плоскості. Галактичні довготи у градусах вказані на краю малюнку. Відстані до Сонця визначені за допомогою відомого співвідношення між максимальною світимістю під час спалаху та швидкістю падіння блиску. На малюнку видна сильна концентрація нових у напрямку до галактичного центру. (В області галактичного центру та за ним точок мало, що є слідством міжзоряної екстинкції. Вона найбільше велика у напрямі на галактичний центр, що призводить до поглинення світла далеких від сонця обєктів.) У напрямі на галактичний антицентр (l=180?) обєктів мало. Такий розподіл типовий для старих обєктів Галактики (населення ІІ).

Рис. 3.1. Розподіл нових у проекції на галактичну плоскість: + - положення Сонця, х - положення галактичного центру

Рис.3.2. Розподіл z-відстаней галактичних нових (за Пейн-Гапошкіною)

На рис. 3.2 показана залежність числа нових від відстані z до галактичної плоскості. Кидається в очі сильна концентрація нових до галактичної плоскості (z=0). Чіткий провал між -1000 та +1000 пк не є реальним. Це результат вже згаданої міжзоряної екстинкції, що особливо сильно проявляється у тонкому шарі близько до галактичної плоскості. Середнє значення відстані z дорівнює 220 пк, таке значення типово для відносно молодих зірок (населення диску). Між концентрацією обєктів до галактичної площини і до галактичного центру існує (як вказує теорія будови нашої Галактики, побудована на основі спостережень) залежність такого роду, що сильна концентрація до галактичної площини повязана зі слабкою концентрацією до галактичного центру (населення І типу) і навпаки (населення ІІ типу).

Найпростішим можливим поясненням обох результатів може бути наступне: на рис. 3.1 та 3.2 ми не бачимо усіх існуючих нових. Як вже зазначалося, по-перше, частина з них не видима через міжзоряного поглинення; по-друге, ще більша неповнота виникає через те, що багато нових зірок не було відкрито. При пошуках змінних та нових зірок на фотографічних пластинках за допомогою блінк-компаратора часто перевага віддавалась областям, що лежать на галактичних широтах і у напрямі центр. Таким чином, розподіл, що спостерігається, не обовязково співпадає з дійсним.

Систематичні пошуки та випадкові відкриття на високих галактичних широтах показують, що нові зустрічаються і на великих відстанях, за межами рис. 3.2 (після назви обєкту у дужках вказана передбачувана відстань z у кпк): BD Pav (-3), RW Umi (+3), RR Cha (-4), RT Ser (+4), X Ser (+5), U Sco (+6), V522 Sgr (-8), W Ari (-10), V1548 Oph (?+30). Деякі з цих обєктів можуть бути помилково класифіковані як зірки типу U Близнюків, тобто у дійсності більш слабкі і більш близькі обєкти. Надійними випадками, по-видимому, є зірки RW Umi, RT Ser, U Sco та RR Cha.

Дуже великі відстані до центру материнської галактики мають деякі безсумнівно нові у М 31 та М 33. Такі гідні уваги обєкти, як це не парадоксально, легше відкривати у далекому гало М 31 та М 33, ніж у гало нашої власної Галактики. Це повязано з тим, що достатньо одного знімка, щоб сфотографувати гало чужої галактики. Щоб повністю охопити гало нашої Галактики, необхідна більша кількість знімків.

Резюмуючи, можна сказати, що нові, по всій вірогідності, зустрічаються в усіх вікових класах, тобто вони перекривають діапазон від старого населення І типу до екстремального населення ІІ типу.

Паралакси та власний рух нових незмірно малі. Через це для визначення їх відстаней необхідно приваблювати інші методи [5].

Делись добром ;)