<< 6.3. Параллакс
| Оглавление |
6.5. Отклонение луча света >>
6.4. Измерение параллаксов и собственных движений звезд
На данном этапе мы не будем учитывать изменение координат звезд
вследствие неточного значения прецессии. Тогда компоненты
собственного движения можно разложить на две составляющие:
параллактическую -
и пекулярную -
:
 |
 |
|
 |
 |
Пекулярное собственное движение является следствием движения звезд в пространстве и содержит компоненту, вызванную галактическим вращением. Как и Солнце, ближайшие звезды вращаются относительно центра массы Галактики со скоростями около 250 км/сек.
Для исключения галактического вращения используют привязку
собственных движений звезд каталога к галактикам, которые можно
считать практически неподвижными. Для этого проводится
фотографирование галактик в две разные эпохи, а затем
определяется кажущееся смещение галактик
,
относительно группы опорных звезд. Если
,
- измеренное среднее собственное движение группы опорных звезд, то
систематическая поправка для данной области неба равна:
,
(или абсолютизировать систему собственных движений)
для всех звезд каталога невозможно, и их приходится
интерполировать. Если в результате такой процедуры окажется, что
суммарная поправка к системе собственных движений не равна нулю,
это будет означать вращение системы координат, определяемой
данным каталогом. Для исключения подобного вращения при уточнении
собственных движений накладывается условие равенства нулю
суммарной поправки по всему небу.
Проблема определения параллаксов звезд является одной из самых сложных в астрометрии из-за малости эффекта. Для определения параллаксов звезд широко использовался метод Шлезингера.
В течение нескольких лет фотографируется одна и та же область
неба со звездами, параллакс которых измеряется, и одна из
фотопластинок называется стандартной. Вокруг каждой из
интересующих нас звезд выбираются опорные звезды, параллакс
которых считается равным нулю. Таким образом предполагается, что
координаты опорных звезд изменяются лишь из-за собственного
движения. Свойства самих пластинок (ширина, толщина, эмульсия и
т.д.) могут различаться. Поэтому, используя измерения опорных
звезд на пластинках, находят коэффициенты связи координат
стандартной пластинки с координатами других пластинок. Используя
теперь найденные параметры связи, можно пересчитать координаты
измеряемых звезд со всех пластинок к системе стандартной
пластинки. Далее предполагается, что координаты измеряемых звезд
отличаются из-за их собственного и параллактического движения.
Решая систему условных уравнений методом наименьших квадратов,
можно найти значения 
и 
для исследуемых звезд.
Так как решение получается при условии равенства нулю параллаксов
опорных звезд, то найденный параллакс не является абсолютным.
Точность фотографического метода определения параллаксов
характеризуется средней квадратической ошибкой
.
Революционный прорыв в проблеме измерения параллаксов произошел в
результате выполнения космического проекта HIPPARCOS. В течение
лет наблюдались
звезд, причем каждая в
среднем
раз. В результате наблюдений и обработки
результатов опубликован каталог, включающий 117955 звезд. Средняя
точность наблюдений для звезд ярче девятой звездной величины
характеризуется следующими среднеквадратными ошибками:
мс дуги по 
, 
мс дуги по 
;
мс дуги/год по
,
мс дуги/год по
,
мс дуги по параллаксу.
Расстояние до 20853 звезд измерено с относительной ошибкой менее
и до 49399 звезд - с ошибкой менее 
. Несомненным
достижением проекта HIPPARCOS является то, что параллаксы
измерены абсолютным способом. Благодаря точному измерению
расстояний оказалось возможным построить трехмерную карту
распределения звезд в окрестности Солнца. Это дает возможность
изучить динамику движения звезд, эволюцию их распределения в
пространстве.
<< 6.3. Параллакс | Оглавление | 6.5. Отклонение луча света >>
|
Публикации с ключевыми словами:
астрометрия - сферическая астрономия - системы координат - шкалы времени
Публикации со словами: астрометрия - сферическая астрономия - системы координат - шкалы времени | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
