Метод Бааде — Весселинка
Метод Бааде — Весселинка — способ определения расстояния до цефеиды, предложенный в 1926 году Вальтером Бааде и затем разработанный Адрианом Весселинком в 1946 году[1]. В первоначальном варианте метода цвет звезды в различные моменты на протяжении периода пульсации используется для определения поверхностной яркости звезды. Затем по известной видимой звёздной величине и поверхностной яркости можно оценить видимый угловой диаметр цефеиды. Также проводятся измерения лучевой скорости звезды методами доплеровской спектроскопии. Это позволяет определить скорость, с которой передняя часть звезды движется приближается к нам или удаляется от нас в течение цикла пульсации. Поскольку разница между этой величиной и средней скоростью является производной от радиуса звезды, то таким образом можно оценить изменение радиуса цефеиды. При сопоставлении с угловым диаметром можно определить расстояние до цефеиды. В настоящее время становится возможным измерение углового диаметра пульсирующей звезды с помощью оптических интерферометров, что позволяет более точно определить диаметр звезды. Такой новый метод также называют геометрическим методом Бааде — Весселинка[2]. Метод Бааде — Весселинка применяется также для проверки расстояний до цефеид, полученных другими методами, как, например, оценка расстояний до цефеид в рассеянных скоплениях, а также для независимого определения зависимости период — светимость как в Млечном Пути, так и в Магеллановых Облаках[3].
Фуке и Гирен в 1997 году представили вариацию метода Бааде — Весселинка в инфракрасной области спектра. Метод использовал показатель цвета V−K для оценки поверхностной яркости цефеид, затем угловой диаметр определялся для каждой фазы пульсации, что позволяло нарисовать кривую зависимости углового диаметра от фазы пульсации. В оригинальном варианте калибровки соотношения между показателем цвета и поверхностной яркостью использовались интерферометрические данные о угловых диаметрах непульсирующих гигантов и сверхгигантов с такими же цветами, как у цефеид[3].
Похожим методом является метод расширяющейся фотосферы, который можно использовать для определения расстояния до сверхновых II типа[4][5]
Примечания
[править | править код]- ↑ Adriaan Wesselink. The observations of brightness, colour and radial velocity of δ Cephei and the pulsation hypothesis (Errata: 10 258, 310) (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 1946. — Vol. 10. — P. 91—100. Архивировано 14 августа 2019 года.
- ↑ Baade–Wesselink method. Oxford Reference. Дата обращения: 4 февраля 2019. Архивировано 13 августа 2019 года.
- ↑ 1 2 Wolfgang Gieren, Jesper Storm, Nicolas Nardetto, Alexandre Gallenne, Grzegorz Pietrzyński, Pascal Fouqué, Thomas G. Barnes and Daniel Majaess. Cepheid distances from the Baade–Wesselink method (англ.) // Proceedings of the International Astronomical Union : journal. — Cambridge University Press, 2012. — Vol. 8. — P. 138—144. — doi:10.1017/S1743921312021266. — arXiv:1210.7150.
- ↑ Kirshner, R. P.; Kwan, J. Distances to extragalactic supernovae (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1974. — Vol. 193. — P. 27. — doi:10.1086/153123. — .
- ↑ Schmidt, B. P.; Kirshner, R. P.; Eastman, R. G. Expanding photospheres of type II supernovae and the extragalactic distance scale (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1992. — Vol. 395. — P. 366. — doi:10.1086/171659. — . — arXiv:astro-ph/9204004.