Страница: 17/29
Следовательно, если параллакс звезды в результате наблюдений оказался равным p=0¢¢,02±0¢¢,01, то расстояние до нее по формуле
(21)
Получится в пределах от 30 до 100 пс, соответствующих возможным ошибкам в определении параллакса. Отсюда видно, что расстояние до сравнительно близких объектов, удаленных от нас не более, чем на несколько парсеков, определяются более или менее надежно. Так, например, расстояние до одной из ближайших звезд (a Центавра), равное 1,33 пс, известно с ошибкой, меньше 2 %. Однако для звезд, удаленных больше чем на 100 пс, ошибка в определении расстояния больше самого расстояния и метод тригонометрических параллаксов оказывается непригодным. В лучшем случае он позволяет сделать вывод, что расстояние превышает несколько сотен парсеков. Всего в настоящее время тригонометрические параллаксы измерены не более чем для 6000 звезд.
Расстояния до звезд могут быть найдены в тех случаях, когда каким-нибудь образом известны их светимости, так как разность между видимой и абсолютной звездными величинами равна модулю расстояния, который входит в формулу (22)
(22)
Наиболее надежно модуль расстояния удается найти для звезд, принадлежащих скоплениям. Однако при этом необходимо учитывать, что получаемые величины, как правило, бывают искажены влиянием межзвездного поглощения света.
Особенности спектров, лежащих в основе разделения звезд по классам светимости, могут быть использованы для определения абсолютных звездных величин, а, следовательно, и расстояний (метод спектральных параллаксов).
Важный метод определения параллаксов совокупности звезд основан на изучении их собственных движений. Оставшееся смещение звезды на небесной сфере за год называется собственным движением звезды m. Оно выражается в секансах дуги в год. Собственное же движение звезды m вычисляется по формуле
(23)
Собственное движение у разных звезд различны по величине и направлению. Только несколько десятков звезд имеют собственные движения больше 1¢¢ в год. Самое большое известное собственное движение m=10¢¢,27 (у «летящей» звезды Баркарда). Громадное же большинство измеренных собственных движений у звезд составляют сотые и тысячные доли секунды дуги в год. Из-за малости собственных движение изменение видимых положений звезд не заметно для невооруженного глаза.
Суть этого метода основано на том факте, что чем дальше находятся звезды, тем меньше видимые перемещения, вызываемые их действительными движениями в пространстве. Определенные таким путем параллаксы называются средними.
Для определения расстояния до группы звезд удается применить наиболее точный метод, основанный на том обстоятельстве, что, как и в случае метеоритов, общая точка пересечения направлений видимых индивидуальных движений, которые вследствие перспективы кажутся различными, а на самом деле в пространстве одинаковы, указывает истинное направление скорости общего движения – апекс. При известной лучевой скорости Vr, хотя бы одной из звезд имеется возможность вычислить годичный параллакс всего скопления, называемый адовым параллаксом, по формуле
(24)
Где m - собственное движение, а q – угол между направлением на данную звезду и апекс.
Определить суточный и годичный параллакс можно из наблюдений: пусть из двух точек О1 и О2 (рисунок ) на поверхности Земли, лежащих на одном географическом меридиане, измерены зенитные расстояния Z1 и Z2 одного и того же светила М в момент прохождения его через небесный меридиан. Предположим далее, что оба пункта наблюдения находятся в северном полушарии и светило наблюдалось в каждом из них к югу от зенита. Следовательно
Реферат опубликован: 5/11/2006