Методы определения расстояний до звёзд. конецформыначалоформы

Метод параллакса. Вследствие годичного движения Земли по орбите близкие звезды немного перемещаются относительно далеких «неподвижных» звезд. За год такая звезда описывает на небесной сфере малый эллипс, размеры которого тем меньше, чем звезда дальше. В угловой мере большая полуось этого эллипса приблизительно равна величине максимального угла, под каким со звезды видна 1 а. е. (большая полуось земной орбиты), перпендикулярная направлению на звезду. Этот угол (), называемый годичным или тригонометрическим параллаксом звезды, равный половине ее видимого смещения за год, служит для измерения расстояния до нее на основе тригонометрических соотношений между сторонами и углами треугольника, в котором известен угол и базис - большая полуось земной орбиты. Расстояние r до звезды, определяемое по величине ее тригонометрического параллакса, равно: r = 206265''/ (а. е.), где параллакс выражен в угловых секундах.конецформыначалоформы Для удобства определения расстояний до звезд с помощью параллаксов в астрономии применяют специальную единицу длины - парсек (пс). Звезда, находящаяся на расстоянии 1 пс, имеет параллакс, равный 1''. Согласно вышеназванной формуле, 1 пс = 206265 а. е. = 3,086·1018 см.

Фотометрический метод определения расстояний. Освещенности, создаваемые одинаковыми по мощности источниками света, обратно пропорциональны квадратам расстояний до них. Следовательно, видимый блеск одинаковых светил (т. е. освещенность, создаваемая у Земли на единичной площадке, перпендикулярной лучам света) может служить мерой расстояния до них. Выражение освещенностей в звездных величинах (m - видимая звездная величина, М - абсолютная звездная величина) приводит к следующей основной формуле фотометрических расстояний rф (пс): lgrф = 0,2 (m - M) + 1. При определении rф по вышеназванной формуле погрешность составляет ~30%. Для светил, у которых известны тригонометрические параллаксы, можно, определив М по этой же формуле, сопоставить физические свойства с абсолютными звездными величинами. Это сопоставление показало, что абсолютные звездные величины многих классов светил (звезд, галактик и др.) можно оценивать по ряду их физических свойств. Зная расстояния до некоторого числа звезд, вычисленные методом параллакса, можно было вычислить светимости и сопоставить их со спектром тех же звезд. Точность определения расстояния таким способом составляет ~20%.

Определение расстояния по относительным скоростям. Косвенным показателем расстояния до звезд являются их относительные скорости: как правило, чем ближе звезда, тем больше смещается она по небесной сфере. Определить таким способом расстояние, конечно нельзя, но этот способ дает возможность “вылавливать” близкие звезды. Также существует другой метод определения расстояний по скоростям, применимый для звездных скоплений. Он основан на том, что все звезды, принадлежащие одному скоплению, движутся в одном и том же направлении по параллельным траекториям. Измерив лучевую скорость звезд с помощью эффекта Доплера, а также скорость, с которой эти звезды смещаются относительно очень удаленных, то есть условно неподвижных звезд, можно определить расстояние до интересующего нас скопления.

Цефеиды. Важный метод определения фотометрических расстояний в Галактике и до соседних звездных систем - галактик - основан на характерном свойстве переменных звезд - цефеид. Цефеиды - это неустойчивые звезды спектральных классов от F6 до G8, которые пульсируют в результате нарушения равновесия между силой тяжести и внутренним давлением, причем кривая изменения их параметров напоминает гармонический закон. С течением времени колебания ослабевают и затухают; Периоды различных цефеид от 1,5 часов до 45 суток. Все цефеиды - гиганты большой светимости, причем светимость строго зависит от периода по формуле: M = - 0,35 - 2,08 lg T.