2,66
2,66
2,86
2,99
3,05
3,30
3,37
3,37
3,38
3,38
3,40
3,47
-26,7
+11,3
+0,3
+1,7
+9,5
+10,7
+13,5
+7,5
-1,5
+8,5
+10,5
+12,2
+12,3
+3,8
+0,5
+10,8
+5,4
+6,1
+3,7
+4,7
+4,9
+15,7
+4,7
+6,1
+13,1
+13,7
+16,5
+10,4
+1,4
+11,4
+13,2
+14,7
+14,9
+6,2
+2,8
+13,1
+7,7
+8,4
+6,0
+7,0
G4
M
G4
K1
M5
M2
M8
M2
A1
A5
M5
M6
M6
K2
G4
K3
K5
G5
K5
Фотометричнийметод визначення відстаней.
Освітленості, створюваніоднаковими за потужністю джерелами світла, обернено пропорційні квадратахвідстаней до них. Отже, видимий блиск однакових світил (тобтоосвітленість, створювана у Землі на одиничною майданчику, перпендикулярній променямсвітла) може служити мірою відстані до них. Вираз освітленостей взоряних величинах ( m - видима зоряна величина, М - Абсолютна зоряна величина) приводить до наступної основної формулоюфотометричних відстаней r ф (пс):
lg r ф = 0,2 ( m - M ) + 1.
При визначенні r ф по вищеназваної формулою похибка складає ~ 30%.
Для світил, у якихвідомі тригонометричні паралакс, можна, визначивши М по цій же формулі,зіставити фізичні властивості з абсолютними зоряними величинами. Цезіставлення показало, що абсолютні зоряні величини багатьох класів світил(Зірок, галактик та ін) можна оцінювати по ряду їх фізичних властивостей.
Знаючи відстані до деякогочисла зірок, обчислені методом паралакса, можна було вирахувати світності ізіставити їх зі спектром тих же зірок, (див. рис. 2). З діаграми видно, щокожного певного підкласу зірок (наприклад A) відповідає певнасвітність, таким чином, досить точно визначити спектральний клас іможна з'ясувати її світність, а отже, і відстань.
Іноді певного класувідповідає інша світність, але в цьому випадку і спектр у них дещоінший. Спектри карликів і гігантів розрізняються інтенсивністю певнихліній або їх пар, причому ця відмінність можна з'ясувати, досліджуючи близькознаходяться зірки. Це відмінність пов'язана з тим, що атмосфери гігантів обширнішіі розрідження. Точність визначення відстані таким способом складає ~ 20%.
Малюнок 2: діаграма залежностіспектрального класу від абс. зоряної величини (Герцшпрунга - Рессела)
Визначеннявідстані по відносними швидкостями.
Непрямим показникомвідстані до зірок є їх відносні швидкості: як правило, чим ближчезірка, тим більше зміщується вона по небесній сфері. Визначити таким способомвідстань, звичайно можна, але цей спосіб дає можливість "виловлювати"близькі зірки.
Також існує інший методвизначення відстаней за швидкостями, що застосовується для зоряних скупчень. Вінзаснований на тому, що всі зірки, що належать одному скупченню, рухаються водному і тому ж напрямку по паралельних траєкторіях. Вимірявши променевушвидкість зірок за допомогою ефекту Доплера, а також швидкість, з якою цізірки зміщуються щодо дуже віддалених, тобто умовно нерухомихзірок, можна визначити відстань до нас цікавить скупчення.
цефеїд.
Важливий метод визначенняфотометричних відстаней в Галактиці і до сусідніх зоряних систем - галактик- Заснований на характерному властивості змінних зірок - цефеїд.
Першою з виявлених цефеїдбула d Цефея, яка міняла свій блиск з амплітудою 1,температуру (на 800K), розмір і спектральний клас. Цефеїди - це нестійкізірки спектральних класів від F6 до G8, які пульсують в результатіпорушення рівноваги між силою тяжіння і внутрішнім тиском, причому кривазміни їх параметрів нагадує гармонійний закон. З плином часуколивання слабшають і згасають; до справжнього моменту було виявленопоступове припинення змінності у зірки RU Жирафа, виявленої в 1899році. До 1966 року її змінність повністю припинилася. Періоди різнихцефеїд від 1,5 годин до 45 діб. Всі цефеїди - гіганти великої світності,причому світність суворо залежить від періоду за формулою:
M = - 0,35 -2,08 lg T .
Так як, на відміну відвищенаведеної діаграми Герцшпрунга - Ресселла (див. рис. 2) залежністьчітка, то й відстані можна визначати більш точно. Для долгоперіодічнихцефеїд (періоди коливань від 1 до 146 діб), що відносяться до зоряного населеннюI типу (плоскої складової Галактики), встановленаважлива залежність період - світність, згідно з якою, чим коротший періодколивань блиску, тим цефеида слабкіше за абсолютною величиною. Знаючи із спостереженьперіод T , можна знайди абсолютну зоряну величину M ,а, знаючи абсолютну зоряну величину і знайшовши зі спостережень видиму зорянувеличину m , можна знайти відстань. Такий метод знаходженнявідстаней застосовується не тільки для визначення відстані до самих цефеїд, алеі для визначення відстаней до далеких галактик, в складі яких вдалосявиявити цефеїди (це зробити не дуже важко, тому що цефеїди маютьдосить великої світності).
Списоклітератури.
1. Сюняєв Р. А. Фізикакосмосу, 2-е изд. Москва, вид. В«Радянська енциклопедіяВ», 1986 р.
2. Волинський Б. А. Астрономія.Москва, вид. В«ПросвещениеВ», 1971 р.
3. Агекян Т. А. Зірки,галактики, Метагалактика. Москва, вид. В«НаукаВ», 1970 р.
4. Мухін Л. М. Світ астрономії.Москва, вид. В«Молода гвардіяВ», 1987 р.
5. Левітт І. За межамивідомого світу: від білих карликів до квазарів. Москва, вид. В«СвітВ», 1978 р.
