Zvezdnye skopleniya
<< 3.1 Vvedenie | Oglavlenie | 3.3 Gruppovye parallaksy >>
3.2 Trigonometricheskie, dinamicheskie i spektral'nye parallaksy
Metod opredeleniya trigonometricheskih parallaksov dazhe dlya blizhaishih zvezdnyh skoplenii daet poka ne ochen' nadezhnye rezul'taty, tak kak vse skopleniya raspolozheny dal'she 20 parsek ot Solnca, a parallaksy men'shie, chem 0",05, obremeneny trudno uchityvaemymi sistematicheskimi oshibkami, svyazannymi v osnovnom s problemoi absolyutizacii otnositel'nyh trigonometricheskih parallaksov. Sredi nebol'shogo chisla opornyh zvezd, otnositel'no kotoryh opredelyaetsya parallaks dannoi zvezdy, mogut okazat'sya zvezdy bolee blizkie k Solncu, chem eta zvezda. Odnako na trigonometricheskih parallaksah v znachitel'noi stepeni osnovana kalibrovka mnogih drugih metodov opredeleniya rasstoyanii do zvezd i zvezdnyh skoplenii, poetomu dlya chlenov blizhaishih k Solncu skoplenii eti parallaksy neodnokratno opredelyalis' i prodolzhayut opredelyat'sya. S techeniem vremeni tochnost' ih postepenno vozrastaet v svyazi s perehodom k ispol'zovaniyu bol'shego chisla bolee slabyh opornyh zvezd i sovershenstvovaniem metodiki obrabotki rezul'tatov izmerenii, opisannym, naprimer, v stat'e Vasilevskisa (1966).
Uzhe seichas poluchayutsya (Apgren, 1974), po-vidimomu, sovershenno real'nye znacheniya trigonometricheskih parallaksov slabyh chlenov Giad, nahodyashihsya na rasstoyanii 46 ps ot Solnca.
Sravnitel'no nedavno Tomas (1969) predlozhil dazhe obshirnuyu programmu opredeleniya s tochnost'yu do ±0",0005 (!) trigonometricheskih parallaksov chlenov skopleniya Yasli, nahodyashegosya na rasstoyanii 175 ps ot Solnca. Tak kak oshibka dM opredeleniya absolyutnoi velichiny M zvezdy svyazana s oshibkoi dπ opredeleniya ee parallaksa π (pri otsutstvii korrelyacii mezhdu π i dπ) sootnosheniem
|
(3.3) |
to osushestvlenie podobnoi programmy pozvolilo by opredelit' absolyutnye velichiny zvezd etogo skopleniya s tochnost'yu do ±0m,2. Naskol'ko real'no vypolnenie etoi programmy, pokazhet budushee.
Esli v skoplenii imeyutsya vizual'no-dvoinye zvezdy, dlya kotoryh mozhno opredelit' ih dinamicheskie parallaksy, to eti parallaksy, vychislyaemye po izvestnoi formule
|
(3.4) |
(a" - bol'shaya poluos' istinnoi otnositel'noi orbity dvoinoi zvezdy, vyrazhennaya v sekundah dugi, 
i 
- massy komponentov sistemy, vyrazhennye v edinicah solnechnoi massy, a R - period obrasheniya v godah), estestvenno, dayut nam i rasstoyanie do skopleniya. Tochnost' dinamicheskih parallaksov zavisit ot znaniya mass komponentov, tochnosti opredeleniya velichin a" i R. Sushestvennoi v nashem sluchae yavlyaetsya takzhe pravil'nost' gipotezy prinadlezhnosti dannoi sistemy k rassmatrivaemomu skopleniyu.
Ves'ma perspektivnymi yavlyayutsya metody opredeleniya spektral'nyh parallaksov chlenov skoplenii, osnovannye na izuchenii zavisimostei mezhdu svetimostya-mi zvezd i otnositel'nymi intensivnostyami ili ekvivalentnymi shirinami nekotoryh linii ili drugimi osobennostyami v ih spektrah. Eti metody podrobno izlagayutsya v kursah astrofiziki. Odin iz pervyh takih metodov, izvestnyi pod nazvaniem cianogenovogo kriteriya, byl razvit B. Lindbladom (1927) dlya zvezd spektral'nyh klassov F8 - K2, a takzhe karlikov klassov K5 - M. V 1931 g. Yungkvist (1931) primenil ego dlya opredeleniya rasstoyaniya do skopleniya NGC 752.
Tochnost' spektral'nyh parallaksov, konechno, celikom zavisit ot tochnosti opredeleniya svetimostei standartnyh zvezd, po kotorym stroyatsya sootvetstvuyushie kalibrovochnye zavisimosti. Eti svetimosti nahodyatsya v osnovnom s pomosh'yu chisto geometricheskih metodov opredeleniya zvezdnyh parallaksov (vklyuchaya opredeleniya srednih vekovyh i godichnyh parallaksov), naibolee tochnym iz kotoryh yavlyaetsya metod opredeleniya gruppovyh parallaksov.
<< 3.1 Vvedenie | Oglavlenie | 3.3 Gruppovye parallaksy >>
|
Publikacii s klyuchevymi slovami:
zvezdy - Skoplenie
Publikacii so slovami: zvezdy - Skoplenie | |
Sm. takzhe:
Vse publikacii na tu zhe temu >> | |
