3.2 Средние (вековые) параллаксы
Лекция 3. Определение расстояний до звездных объектов
3.2 Средние (вековые) параллаксы
В описываемом методе для определения средних параллаксов звезд используется движение Солнца относительно этих звезд. Измеряя видимые смещения звезд, вызванные этим движением, можно определить расстояние до последних, так как угловые смещения звезд пропорциональны их расстояниям от Солнца.
Недостатком метода является то, что кроме движения, являющегося отражением движения Солнца, звезды имеют свои, так называемые "пекулярные" (остаточные) движения, которые необходимо отделять от параллактического движения. При этом приходится вводить предположение, что пекулярные движения являются хаотическими, что, как мы увидим в последующих лекциях, не всегда выполняется.
Пусть звезда G находится на расстоянии r = π-1 от Солнца (см. рис.3-4), двигающегося со скоростью V0 в направлении своего апекса A. Пусть V обозначает пространственную скорость звезды относительно Солнца. Мы можем записать:
V = VS + V0 |
Указанный метод хорошо послужил астрономам в ХХ веке, и не устарел в настоящее время. Дело в том, что определение абсолютных звездных величин одним методом не дает полной уверенности, что мы не заметили какой-либо систематической ошибки в наблюдательных данных или методике их использования, так что сравнение результатов, полученных разными методами, повышает надежность оценок. Вместе с тем следует отметить, что применение кинематических методов определения расстояний до звезд требует высокой однородности кинематических свойств используемых звезд, что даже в окрестностях Солнца выполняется плохо.
Публикации с ключевыми словами:
звездная астрономия
Публикации со словами: звездная астрономия | |
См. также:
|