расстояние до звезд. Расстояние до звезд. С помощью годичного параллакса
 Скачать 128.05 Kb.
|
|
С помощью годичного параллакса  – угла, под которым со звезды видна большая полуось  орбиты Земли (среднее расстояние от Земли до Солнца):  (1)Для , выраженного в секундах дуги,  (парсек).1 парсек – параллактическая секунда (сокращенно пк) – расстояние, с которого большая полуось видна под углом  . Фотометрический метод При нём измеряют освещённость, которая возникает одинаковыми по силе и мощности источниками. Именно полученное значение освещённости обратно пропорциональна квадратам до удалённости тел друг от друга. Если известны видимая (  ) и абсолютная ( ) звездные величины звезды, то , (2)где  – расстояние до звезды выражено в парсеках. Величина (м-М) называется модулем расстояния.Расстояния до звезд измеряют также в световых годах. 1 св.год – расстояние, которое свет проходит за  .1 пк = 3,26 св.года = 206265 а.е. =  км (1а.е. = 1 астрономическая единица – среднее расстояние от Земли до Солнца  ).Важный метод определения фотометрических расстояний в Галактике и до соседних звездных систем - галактик - основан на характерном свойстве переменных звезд - цефеид. Короткопериодические цефеиды (с периодами колебаний блеска менее суток) в среднем имеют абсолютную величину +0,5m. Они встречаются в шаровых звездных скоплениях, в центральной области и сферической короне Галактики и относятся к ее звездному населению II типа. По цефеидам в конечном счете найдены расстояния до шаровых звездных скоплений и установлено расстояние от Солнца до центра Галактики. Для долгопериодических цефеид (периоды колебаний от 1 до 146 сут.), относящихся к звездному населению I типа (плоской составляющей Галактики), установлена важная зависимость период-светимость, согласно которой, чем короче период колебаний блеска, тем цефеида слабее по абсолютной величине. С помощью этой зависимости можно определить абсолютные величины цефеид по длительности их периодов колебаний блеска и, следовательно, фотометрические расстояния до цефеид и звездных скоплений, спиральных рукавов и звездных систем, где они наблюдаются. Погрешность определения расстояний по цефеидам составляет для звездных скоплений в среднем 40% (в отдельных случаях меньше). Определение расстояний по красному смещению Сравнение фотометрических расстояний до галактик с величиной смещения z их спектральных линий к красному концу спектра показало, что величина  пропорциональна расстоянию r (Хаббла закон):  где H - постоянная Хаббла. Отсюда получается формула для определения расстояний до далеких галактик, радиогалактик и квазаров:   |