Звезды и звездные группировки в нашей Галактике. Суркова Л.П. - 145 стр.

      Эта классификация используется при оценке расстояний до ско-
плений методом диаметров.
      Методы определения расстояний до скоплений.
      1) Метод диаметров. Расстояние до скопления вычисляется по
формуле
                               3438D
                            r=       ,                       (32.1)
                                 d'
где D – линейный диаметр ядерной области скопления, a d – угловой
диаметр в минутах дуги, который можно получить путем глазомерных
оценок. Относительно линейных диаметров делается предположение,
что они одинаковы для скоплений одного и того же типа по классифи-
кации Тремплера.
      Ошибка в оценке расстояний методом диаметров может дости-
гать 50%.
      2) Динамические параллаксы. Если в скоплении есть визуаль-
но-двойные звезды, то их динамические параллаксы можно вычислить
по известной формуле, полученной с помощью III обобщенного зако-
на Кеплера
                           π" = a"( M1 + M 2 ) P −2 3 ,
                                          −1 3
                                                             (32.2)
где a" – большая полуось истинной относительной орбиты двойной
звезды, выраженная в секундах дуги, M1 и M 2 – массы компонентов
системы в M , P – период обращения в годах.
       Точность динамических параллаксов зависит от значения масс
компонентов, точности определения а" и Р.
       3) Параллаксы переменных звезд. К настоящему времени в
рассеянных скоплениях установлено наличие переменных звезд раз-
ных типов, как затменных, так и физических. Типы физических пе-
ременных, наблюдаемых в каждом конкретном скоплении, очевидно,
зависят от его возраста. Так, молодые рассеянные скопления, содер-
жащие звезды спектральных классов O и B и ассоциированные с
диффузными туманностями, как правило, содержат большое число
карликовых неправильных переменных, называемых орионовыми
переменными. Таковы скопление Трапеции в системе Меча Ориона и
скопление NGC 2264.
       В старых рассеянных скоплениях M67 и NGC188 открыты пе-
ременные типа ω Большой Медведицы и RR Лиры.
       В скоплениях среднего возраста присутствуют классические
цефеиды, что позволяет оценить расстояние по формуле Погсона
(8.1), используя для определения M зависимость период-светимость и
получив из наблюдений медианную видимую звездную величину и



                               145