Звезды и звездные группировки в нашей Галактике. Суркова Л.П. - 147 стр.

UptoLike

ВУЗ: 

ЗабГУ | Чита

Составители: 

Рубрика: 

особенности на расстояние ближайшего скопления – Гиад, опреде-
ляемое методом группового параллакса и не зависящее от каких-либо
предположений о природе звезд. Средний модуль расстояния звезд
Гиад по формуле (32.3) получается равным и если с этим моду-
m
3, 2 ,
лем построить диаграмму Герпшпрунга-Рессела этого скопления, то
ее главная последовательность совпадет с ГП ближайших звезд с из-
вестными параллаксами.
4) Фотометрические параллаксы. Основным средством опре-
деления расстояний до рассеянных скоплений в настоящее время яв-
ляются диаграммы V, B-V (цвет – величина) их членов. Для построе-
ния такой диаграммы необходимо провести точную фотометрию звезд
скопления, определив для них видимые звездные величины в системе
иву. Тогда по вертикальной оси откладывается звездная величина V,
исправленная за поглощение света (например, методом избытка цвета
δ(B-V): (B-V)), а по горизонтальной оси – показатель
O
VV3,2δ=− ⋅
цвета B-V с учетом различия в содержании тяжелых элементов в звез-
дах скопления, определенного, например, по интенсивности линий
железа в спектрах или по ультрафиолетовым избыткам (U-B). Со-δ
вмещая непроэволюционировавшую часть диаграммы V, B-V какого-
либо скопления с прокалиброванной в абсолютных звездных величи-
нах начальной главной последовательностью диаграммы Герццшрун-
га-Рессела для Гиад, можно определить модуль расстояния m-M до
исследуемого скопления, равный величине сдвига, требуемого для
этого совмещения (рис.64).
Рис.64. Схема определе-
ния модуля расстояния до
скопления. Вверху – на-
чальная ГП Джонсона
(сплошная линия) и Ко-
пылова (пунктир), внизу -
ГП скопления
α Персея.
На врезке – кривая эво-
люционного отклонения.
147
особенности на расстояние ближайшего скопления – Гиад, опреде-
ляемое методом группового параллакса и не зависящее от каких-либо
предположений о природе звезд. Средний модуль расстояния звезд
Гиад по формуле (32.3) получается равным 3,2m , и если с этим моду-
лем построить диаграмму Герпшпрунга-Рессела этого скопления, то
ее главная последовательность совпадет с ГП ближайших звезд с из-
вестными параллаксами.
      4) Фотометрические параллаксы. Основным средством опре-
деления расстояний до рассеянных скоплений в настоящее время яв-
ляются диаграммы V, B-V (цвет – величина) их членов. Для построе-
ния такой диаграммы необходимо провести точную фотометрию звезд
скопления, определив для них видимые звездные величины в системе
иву. Тогда по вертикальной оси откладывается звездная величина V,
исправленная за поглощение света (например, методом избытка цвета
δ (B-V): VO = V − 3, 2 ⋅ δ (B-V)), а по горизонтальной оси – показатель
цвета B-V с учетом различия в содержании тяжелых элементов в звез-
дах скопления, определенного, например, по интенсивности линий
железа в спектрах или по ультрафиолетовым избыткам δ (U-B). Со-
вмещая непроэволюционировавшую часть диаграммы V, B-V какого-
либо скопления с прокалиброванной в абсолютных звездных величи-
нах начальной главной последовательностью диаграммы Герццшрун-
га-Рессела для Гиад, можно определить модуль расстояния m-M до
исследуемого скопления, равный величине сдвига, требуемого для
этого совмещения (рис.64).




                                            Рис.64. Схема определе-
                                            ния модуля расстояния до
                                            скопления. Вверху – на-
                                            чальная ГП Джонсона
                                            (сплошная линия) и Ко-
                                            пылова (пунктир), внизу -
                                            ГП скопления α Персея.
                                            На врезке – кривая эво-
                                            люционного отклонения.




                                 147

Страницы