Физическая энциклопедия Том 4 - Порохов А.М.
Скачать (прямая ссылка):
РАССТОЯНИЙ ШКАЛА в астрономии — методы определения расстояний. Р. ш. необходима для нахождении размеров, светимостей и пространственного распределения изучаемых объектов. Такие фуидам. открытия, как подобие звёзд Солнцу, существование мира галактик, крупномасштабной структуры Вселенной и её расширение, явились результатом измерения соответствующих расстояний.
Исходным почти для всех методов измерения расстояний является геометрический ме то д — сопоставление размеров или скорости движения объекта в угловой и линейной мерах либо измерение угл.
J
перемещения объекта иа иебесиой сфере (параллакса), обусловленного движением Земли или Солица в нростраистве. Фотометрический метод состоит в сопоставлении светимости объекта с его видимым блеском, убывающим пропорц. квадрату расстояния от иего. Существует также множество вторичных методов. Расстояния в пределах Солнечной системы определяются радиолокационными методами. Базисом всей Р. ш. во Вселенной служит ср. расстояние Земли от Солица — астрономическая единица (а. е.).
Расстояния до ближайших звёзд определяются по их годичному параллаксу — большой полуоси эллипса, описываемого звездой иа иебесиой сфере вследствие движения Земли вокруг Солица. Годичный параллакс равен углу, под к-рым виден со звезды ср. радиус земной орбиты а. По определению, годичный параллаис я связан с расстоянием до звезды г (пк) соотношением
а а¦206265 1
где л" — параллакс в секундах дуги. Ближайшие к нам звёзды — а Кеитавра и её далёкий спутник крас-вый карлик Проксима (Ближайшая) Кентавра — находятся на расстояниях соответственно 1,34 и 1,32 пк. Обычная точность определения параллаксов — ок. 0,01", предельная — 0,005". Известны годичные параллаксы ок. 7500 звёзд, но лишь для 343 из Них ошибки меньше 15%.
Запущенные иа околоземную орбиту астрометрич. спутники повысят точность по крайней мере в иеск. раз, но пока для определения расстояний, превышающих 50—100 пк, используют др. методы.
Для звёзд с измеримым собств. движением (X (перемещение иа небесной сфере в угл. секундах в год) определяют вековой параллакс, измеряя составляющую собств. движения звезды, к-рая является отражением движения Солнца к апексу. Этот способ применим только Для групп звёзд, в к-рых остающиеся после учёта влияния галактич. вращения собств. движения можио считать хаотически ориентированными. При известных Jl и лучевых скоростях уг(км/с) для группы звёзд можио определить ср. параллакс, если предположить, что пекулярные пространственные скорости звёзд (остающиеся после учёта галактич. вращения) распределены изотропно. В этом случае параллакс л" связан со ср. модулями (LI И Vr соотношением л" = 4,74|(Л|/|'УГ|. Для звёзд диска Галактики пекулярные скорости малы и эти способы дают достаточно уверенные результаты до расстояний, ие превышающих 1—2 кпк.
Для более далёких расстояний используются фотомет-рпч. методы, основанные на сравнении абс. M и видимых т звёздных величин объектов. По определению звёздной величины
///0=2,512м_т=(Ю/г)2,
где / — блеск звезды иа данном расстоянии г (пк) и /0 — блеск на расстоянии 10 пк. Отсюда следует, что Igr = 0,2 (m — M) 1, где величина т — M наз. моду-
лем расстояния. Т. о., для объектов с известной M (определяемой светимостью объекта) возможность вахождепия расстояний ограничивается лишь предельной проникающей способностью телескопов; для «проникновения» в глубь Вселенной нужно знать светимости возможно более ярких (абсолютно) объектов. Необходимо также учесть ослабление видимой звёздной величины вследствие межзвёздного поглощения света. Концентрация звёзд с высокой светимостью (сверхгигантов) мала, поэтому их иет в окрестностях Солнца; годичные параллаксы для них практически отсутствуют, а вековые и средние малы н ненадёжны. В связи с этим критерии, позволяющие находить светимости сверхгигантов, определяются по тем из них, к-рые входят в состав рассеянных звёздных скопле-
ний. Расстояния до этих скоплений являются базисом Р. ш. в Галактике и во всей Вселенной.
Исходными для построения системы расстояний рассеянных звёздных скоплений служат расстояния до ближайших из и их, определяемые геом. методом. Пространственные скорости звёзд в скоплении параллельны друг другу (в пренебрежении орбитальными скоростями звёзд по сравнению со скоростью скопления как целого). Поэтому проекции иа небесную сферу собств.
Рис. і. Определение параллакса близкого скопления. R—направление на радиант; V — вектор пространственной скорости звезды; Vr — его составляющая по лучу зрения: ие — составляющая в картинной
плоскости, которая видна под углом ц, соответствующим собственному движению звезды.
движений звёзд в достаточно близких скоплениях пересекаются в радианте. Сопоставление угл. расстоиния члена скопления от радианта (0) с собств. движением и лучевой скоростью (рис.1) позволяет определить параллакс каждой звезды в скоплении:
n"=4,74ji/yrtg0.
К сожалению, достаточно близких скоплений лишь пол-дюжииы, и только для Гиад этот групповой параллакс даёт расстояние с достаточной точностью. Поэтому краеугольным камнем Р. ш. ивляется расстояние до Гиад. Оценки модуля расстояния этого рассеянного скопления заключены в пределах 3,29—3,45т(45,4—48,8 пк).
