Выражения (3-1) можно использовать для определения тригонометрических параллаксов звёзд. На практике определяют большое число положений звёзд в течение достаточно большого промежутка времени (порядка года и больше), например фотографическим методом, и используют первое из выражений (3-1), чаще всего переписанное для экваториальных координат, получая значение тригонометрического параллакса методом наименьших квадратов. При этом обычно используются относительные определения, когда определяются смещения координат измеряемых звёзд относительно группы слабых звёзд, для которых тригонометрические параллаксы можно считать близкими к нулю. В таблице 3-1 приведены наземные определения тригонометрических параллаксов нескольких ярких звёзд. Из таблицы видно, что даже самые близкие к Солнцу звёзды имеют тригонометрические параллаксы менее одной угловой секунды. Обратим внимание, что среди самых визуально ярких звёзд некоторые оказываются весьма далекими от нас.
Выражение a/r есть синус угла, под которым со звезды виден радиус земной орбиты. Этот угол, выраженный в секундах дуги, называется годичным параллаксом звезды, т.е. π = a/r. Часто сейчас вместо термина используют словосочетание тригонометрический параллакс, чтобы резче подчеркнуть отличие тригонометрического метода определения расстояний от фотометрических и спектральных. Если расстояние выражено в астрономических единицах, то имеем r = 206265/π если же за единицу расстояния взять 206265 а.е., то имеем r = 1/π, такая единица измерения расстояния называется парсек, т.е. π = a/r. Это расстояние, с которого радиус земной орбиты виден под углом в одну угловую секунду. Умножив число секунд в радиане на величину астрономической единицы в километрах, получим, что 1 парсек равен приблизительно 3.1× 1013 км.
Здесь r - расстояние до звезды, 2π/Т - угловая скорость движения Земли по орбите вокруг Солнца, μ - соответствующая компонента собственного движения, выраженного в радианах, ╎ и ⓴ - эклиптические координаты центра эллипса.
Проецируя движение звезды на плоскость, касательную к небесной сфере в точке, являющейся проекцией положения звезды (см. рис. 3-1), получим движение по эллипсу, большая ось которого равна a″, а малая - b″ = a″ sin ⓴(здесь ⓴ - эклиптическая широта звезды), и прямолинейное движение центра эллипса. Вследствие этого в эклиптической системе координат рассматриваемое движение представляется выражениями:
Первым из таких методов рассмотрим метод тригонометрических параллаксов. Расстояния до звёзд неизмеримо больше их диаметров, поэтому звёзды обычно рассматриваются как точечные объекты. При этом на протяжении десятков и сотен лет их движение относительно Солнца с большой степенью точности можно рассматривать как равномерное и прямолинейное. Если перенести систему координат в центр Земли, то в наблюдаемое движение звезды войдут движение Земли относительно Солнца и собственное движение звезды. В первом приближении движение Земли вокруг Солнца рассматривается как движение по кругу радиусом 1 а.е. с периодом T = 1 год. Таким образом, мы наблюдаем два движения - равномерное прямолинейное движение за счёт собственного движения и движение по кругу в плоскости, параллельной плоскости эклиптики.
Рассмотрим способы оценки расстояний до объектов, не связанные с анализом электромагнитного излучения этих объектов. Разнообразие чисто геометрических методов определения расстояний является следствием разнообразия изучаемых космических объектов. Здесь мы не будем рассматривать определение расстояний до относительно близких объектов, таких как ИСЗ или планеты, где используются методы радио и оптической локации, и остановимся на определении расстояний до звёзд, которое является основой для определения галактических и внегалактических расстояний.
3.1 Геометрические методы определения расстояний до небесных тел
Астронет > Звездная астрономия в лекциях
Комментариев нет:
Отправить комментарий