Звездные скопления
<< 3.1 Введение | Оглавление | 3.3 Групповые параллаксы >>
3.2 Тригонометрические, динамические и спектральные параллаксы
Метод определения тригонометрических параллаксов даже для ближайших звездных скоплений дает пока не очень надежные результаты, так как все скопления расположены дальше 20 парсек от Солнца, а параллаксы меньшие, чем 0",05, обременены трудно учитываемыми систематическими ошибками, связанными в основном с проблемой абсолютизации относительных тригонометрических параллаксов. Среди небольшого числа опорных звезд, относительно которых определяется параллакс данной звезды, могут оказаться звезды более близкие к Солнцу, чем эта звезда. Однако на тригонометрических параллаксах в значительной степени основана калибровка многих других методов определения расстояний до звезд и звездных скоплений, поэтому для членов ближайших к Солнцу скоплений эти параллаксы неоднократно определялись и продолжают определяться. С течением времени точность их постепенно возрастает в связи с переходом к использованию большего числа более слабых опорных звезд и совершенствованием методики обработки результатов измерений, описанным, например, в статье Василевскиса (1966).
Уже сейчас получаются (Апгрен, 1974), по-видимому, совершенно реальные значения тригонометрических параллаксов слабых членов Гиад, находящихся на расстоянии 46 пс от Солнца.
Сравнительно недавно Томас (1969) предложил даже обширную программу определения с точностью до ±0",0005 (!) тригонометрических параллаксов членов скопления Ясли, находящегося на расстоянии 175 пс от Солнца. Так как ошибка dM определения абсолютной величины M звезды связана с ошибкой dπ определения ее параллакса π (при отсутствии корреляции между π и dπ) соотношением
|
(3.3) |
то осуществление подобной программы позволило бы определить абсолютные величины звезд этого скопления с точностью до ±0m,2. Насколько реально выполнение этой программы, покажет будущее.
Если в скоплении имеются визуально-двойные звезды, для которых можно определить их динамические параллаксы, то эти параллаксы, вычисляемые по известной формуле
|
(3.4) |
(а" - большая полуось истинной относительной орбиты двойной звезды, выраженная в секундах дуги, 
и 
- массы компонентов системы, выраженные в единицах солнечной массы, а Р - период обращения в годах), естественно, дают нам и расстояние до скопления. Точность динамических параллаксов зависит от знания масс компонентов, точности определения величин а" и Р. Существенной в нашем случае является также правильность гипотезы принадлежности данной системы к рассматриваемому скоплению.
Весьма перспективными являются методы определения спектральных параллаксов членов скоплений, основанные на изучении зависимостей между светимостя-ми звезд и относительными интенсивностями или эквивалентными ширинами некоторых линий или другими особенностями в их спектрах. Эти методы подробно излагаются в курсах астрофизики. Один из первых таких методов, известный под названием цианогенового критерия, был развит Б. Линдбладом (1927) для звезд спектральных классов F8 - К2, а также карликов классов К5 - М. В 1931 г. Юнгквист (1931) применил его для определения расстояния до скопления NGC 752.
Точность спектральных параллаксов, конечно, целиком зависит от точности определения светимостей стандартных звезд, по которым строятся соответствующие калибровочные зависимости. Эти светимости находятся в основном с помощью чисто геометрических методов определения звездных параллаксов (включая определения средних вековых и годичных параллаксов), наиболее точным из которых является метод определения групповых параллаксов.
<< 3.1 Введение | Оглавление | 3.3 Групповые параллаксы >>
|
Публикации с ключевыми словами:
звезды - Скопление
Публикации со словами: звезды - Скопление | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
