Звезды и звездные группировки в нашей Галактике. Суркова Л.П. - 146 стр.

UptoLike

ВУЗ: 

ЗабГУ | Чита

Составители: 

Рубрика: 

период изменения блеска цефеиды (см.§25).
Зависимость период-возраст для цефеид позволяет также опре-
делить возраст скопления.
4) Групповые параллаксы. Все звезды скопления находятся
практически на одном и том же расстоянии от Солнца, движутся в
пространстве в одном и том же направлении и с одинаковой скоро-
стью. Если скопление расположено достаточно близко к Солнцу и
собственные движения его звезд (т.е. их угловые смещения на небес-
ной сфере за год – ) достаточно велики, можно уверенно определить µ
точку пересечения векторов скоростей звезд на небесной сфере вслед-
ствие перспективы – радиант скопления. Тогда индивидуальные па-
раллаксы звезд скопления можно найти из следующих соображений
Рис.63. Схема, поясняющая оп-
ределение группового парал-
лакса звезд движущегося скоп-
ления.
(рис.63). Пусть S будет Солнце, a SR – направление на радиант, па-
раллельное вектору скорости звезды V и составляющее угол с на-θ
правлением к звезде A. Вектор V имеет компоненты и Пере-
r
V
t
V.
мещение (км/с) видно под углом ("/год) и связано с µ соотно-
t
V
µ,
шением
t
µ а.е.
V,
π" год
=
откуда
t
V4,74µπкм с,=
где – параллакс звезды A. Из рис.63 вид-π
но, что Приравняв друг другу эти два выражения для
tr
VVtgθ.=
t
V,
получим формулу для определения параллакса звезды, находящейся
на угловом расстоянии в от радианта:
r
4,74µ
π .
Vtgθ
= (32.3)
Параллаксы индивидуальных звезд движущихся скоплений, опре-
деленные по формуле (32.3), называются групповыми параллаксами.
Шкала расстояний рассеянных скоплений опирается на расстоя-
ния ближайших звезд (т.е. на тригонометрические параллаксы) и в
146
период изменения блеска цефеиды (см.§25).
      Зависимость период-возраст для цефеид позволяет также опре-
делить возраст скопления.
      4) Групповые параллаксы. Все звезды скопления находятся
практически на одном и том же расстоянии от Солнца, движутся в
пространстве в одном и том же направлении и с одинаковой скоро-
стью. Если скопление расположено достаточно близко к Солнцу и
собственные движения его звезд (т.е. их угловые смещения на небес-
ной сфере за год – µ ) достаточно велики, можно уверенно определить
точку пересечения векторов скоростей звезд на небесной сфере вслед-
ствие перспективы – радиант скопления. Тогда индивидуальные па-
раллаксы звезд скопления можно найти из следующих соображений




                               Рис.63. Схема, поясняющая оп-
                               ределение группового парал-
                               лакса звезд движущегося скоп-
                               ления.




(рис.63). Пусть S будет Солнце, a SR – направление на радиант, па-
раллельное вектору скорости звезды V и составляющее угол θ с на-
правлением к звезде A. Вектор V имеет компоненты Vr и Vt . Пере-
мещение Vt (км/с) видно под углом µ, ("/год) и связано с µ соотно-
шением
                                   µ а.е.
                             Vt =          ,
                                  π" год
откуда Vt = 4,74µ π км с, где π – параллакс звезды A. Из рис.63 вид-
но, что Vt = Vr tgθ. Приравняв друг другу эти два выражения для Vt ,
получим формулу для определения параллакса звезды, находящейся
на угловом расстоянии в от радианта:
                                  4,74µ
                              π=         .                    (32.3)
                                  Vr tgθ
      Параллаксы индивидуальных звезд движущихся скоплений, опре-
деленные по формуле (32.3), называются групповыми параллаксами.
      Шкала расстояний рассеянных скоплений опирается на расстоя-
ния ближайших звезд (т.е. на тригонометрические параллаксы) и в


                                146

Страницы