Страница: 18/29
z1=j1-s1 и z2=j2-s2
Где j1 и j2 – географические широты пунктов, а d1 и d2 – топоцентрические скопления светила, отличающиеся от его геоцентрического склонения d на величину
p1=psinz1 и p2=psinz2
В четырехугольнике О1ТО2М (рисунок ) угол О1МО2 равен (Р1 – Р2), угол МО2Т тупой (больше 180º) и равен (180º+Z2), угол О1ТО2 равен (j1-j2) и, наконец, угол ТО1М равен (180º-Z1). Так как сумма внутренних углов четырехугольника равна четырем прямым, то
360°=p1-p2+180°+z2+j1-j2+180°-z
или
p1-p2=(j2-z2)-( j1-z1)
Принимая во внимание соотношения, написанные выше, имеем
P(sinz1-sinz2)={sin(j1-s1)-sin(j2-s2)}p=s2-s1
откуда горизонтальный параллакс светила
(25)
По значениям радиуса Земли R в месте наблюдения и экваториального радиуса Земли Rо вычисляется горизонтальный экваториальный параллакс
(26)
Горизонтальный параллакс светила можно определить и из измерений его прямого восхождения из одного и того же места на Земле, но в различные моменты времени. За промежуток времени между этими моментами вращения земли переносит наблюдателя из одной точки пространства в другую, что дает соответствующее параллактическое смещение светила. Таким образом, горизонтальный параллакс светила определяется из его топоцентрических координат, полученных из соответствующих и целесообразно выполненных наблюдений.
Аналогичным путем получается годичный параллакс звезд, только в этом случае определяются геоцентрические координаты звезды из наблюдений, произведенных в двух различных точках орбиты Земли и приблизительно через полгода одно после другого.
Наилучшие современные угломерные инструменты позволяют надежно определять годичное параллактическое смещение звезд до расстояния не свыше 100 пс (p=0¢¢,01). Поэтому тригонометрические годичные параллаксы известны лишь для сравнительно небольшого числа звезд (около 6000), наиболее близких к Солнцу. Расстояния до более далеких объектов определяются различными косвенными методами.
Как уже было сказано выше, если знать светимость звезды и, сравнивая ее с видимым блеском звезды, то легко рассчитать расстояние до нее.
Если пользоваться абсолютной М и видимой звездной величиной m, то расстояние в световых годах D находится легко из формулы
(27)
Как выяснили Адамс и Кольмюттер (США) два-три десятка лет назад, спектры звезд являются хорошими показателями светимости, а поэтому и расстояния, так как видимый блеск звезды m, нужный для сравнения, определить нетрудно.
Зная расстояния до некоторого числа звезд на основании других, весьма кропотливых методов их определения, можно было вычислить светимости и составить их со спектрами тех же звезд. Пока же достаточно сказать, что, например, обычным белым звездам определенного спектрального подкласса, допустимА0, А1, А2 и т.д., соответствует довольно определенная светимость. Таким образом, достаточно определить точно спектральный подкласс обычной белой звезды, и мы уже приблизительно знаем ее светимость, а поэтому и расстояние. (Есть звезды класса А другой светимости, но и спектры у них несколько иные). Такие звезды встречаются редко).
С желтыми и красными звездами дело обстоит сложнее, хотя тоже достаточно определенно. Желтые и еще в большей степени красные звезды одного и того же спектрального класса резко делятся на две группы. Одни из них названы гигантами, у них очень большая светимость. Другие названы звездами-карликами – их светимость значительно меньше. Звезд с промежуточной светимостью не существует, и светимость как карликов, так и гигантов одного и того же спектрального подкласса является довольно определенной. Но есть некоторое различие. Одни и те же темные линии, в спектрах гигантов более тонки и резки, чем в спектрах карликов. Это помогает отличать их друг от друга.
Реферат опубликован: 5/11/2006