Астронет > Звездная астрономия в лекциях

Астронет: А. В. Локтин, В. А. Марсаков Звездная астрономия в лекциях
http://variable-stars.ru/db/msg/1245721/lec.3.3.html

3.3 Фотометрические методы определения расстояний до небесных тел

Лекция 3. Определение расстояний до звёздных объектов

3.3 Фотометрические методы определения расстояний до небесных тел

С помощью фотометрических методов расстояния определяются не напрямую, а через определение абсолютных величин звёзд. Зная абсолютные величины и, обязательно, величину межзвёздного поглощения света A_V (см. § 6.1), расстояние можно определить из выражения:

Для отдельных звёзд, особенно успешно для звёзд спектральных классов О и В, используется метод спектральных параллаксов. Он основан на том факте, что характеристики спектров звёзд зависят не только от температуры их поверхности, но и от ускорения силы тяжести на поверхности. При этом обычно пренебрегают различиями в химическом составе звёзд, по крайней мере в рамках звёзд одного типа. Чтобы использовать метод спектральных параллаксов, каждому спектральному подклассу и классу светимости приписывают определенную абсолютную звёздную величину, как принято говорить - проводят калибровку. Это можно сделать, например, по звездам с известными тригонометрическими параллаксами или членам звёздных скоплений с известными модулями расстояния. Ошибка определения абсолютных звёздных величин - около 0^m.5 для звёзд главной последовательности (карликов) и 0^m.7 для сверхгигантов, что соответствует ошибкам в расстояниях до звёзд приблизительно от 15% до 40%. Для звёзд других спектральных классов разброс в абсолютных звёздных величинах больше, поэтому для них определение спектральных параллаксов не используется.

Для некоторых типов звёзд абсолютные звёздные величины можно определить непосредственно из фотометрии, используя специально подобранные показатели цвета. Так, в фотометрической системе Стремгрена uvbyβ имеется показатель β, который для звёзд спектральных классов О и В прямо связан с абсолютной звёздной величиной и дает возможность оценивать M_V с точностью около 0^m.5. Для О и В звёзд значения β-индекса меняется от ~2.85 для поздних подклассов спектрального класса В до ~2.45 для самых ярких О-звёзд и сверхгигантов. Но у этого показателя есть важный недостаток. Дело в том, что у заметного количества ОВ-звёзд в спектрах наблюдаются эмиссионные компоненты в линиях поглощения, прежде всего - в водородных линиях. Для звёзд с такой эмиссией величина β-индекса уменьшается, что приводит к сильному завышению оценок абсолютной звёздной величины. По тригонометрическим параллаксам Hipparcos и звездам рассеянных звёздных скоплений Локтин и Бешенов (УрГУ) в 2001 г. установили следующую зависимость между β-индексом и абсолютной звёздной величиной:

Для звёзд более поздних спектральных классов показатель ? уже не является индексом светимости, поскольку интенсивность линии поглощения H_? для холодных звёзд зависит в основном от её температуры. В качестве индекса светимости у них выступает показатель: c₁ = (u-v) - (v-b), который отражает величину бальмеровского скачка, зависящей от ускорения силы тяжести на поверхности звезды.

Абсолютные звёздные величины красных гигантов можно вычислять из наблюдаемых показателей цвета фотометрической системы DDO и других специализированных фотометрических систем.

Наиболее надёжным фотометрическим методом является совмещение фотометрических диаграмм для рассеянных звёздных скоплений, который описан в 7.2.

На основе имеющихся расстояний до рассеянных звёздных скоплений и точных тригонометрических параллаксов калибруются методы определения светимостей переменных звёзд отдельных типов, для которых существует зависимость период - светимость. Рассмотрим самые важные из них:

Зависимость период - светимость наблюдается также и у звёзд типа W Vir .

Как видим, звёздная астрономия обладает большим числом методов для определения абсолютных звёздных величин звёзд, а, значит, и расстояний до звёзд и звёздных систем, и эти методы продолжают уточняться и развиваться.