Определение расстояний до звезд

Вы знаете, что для определения расстояний в Солнечной системе применяется метод параллакса. Этот метод пригоден и для определения расстояний до ближайших звезд. Но теперь в качестве базиса используется не экваториальный радиус Земли, а средний радиус ее орбиты a (рис. 1).

Рис. 1. Определение расстояний методом годичного параллакса

Годичным параллаксом звезды называется угол π, под которым со звезды видна большая полуось орбиты Земли, причем угол при Земле прямой. Если известен годичный параллакс звезды π, ее расстояние r до Солнца (фактически – до Земли) легко находится из соотношения:

r = α/sinπ

Здесь а – расстояние от Земли до Солнца в километрах (астрономическая единица а. е.).

Параллаксы большинства звезд не превышают 1″, поэтому синус малого угла можно заменить самим углом в радианной мере:

sinπ ≈ π^H/206265, тогда r = α * 206265/π^H км.

Естественно, выражать гигантские расстояния до звезд в километрах и даже в астрономических единицах очень неудобно. В астрономии общепринятой единицей расстояний является парсек (пк). Один парсек – расстояние до звезды, параллакс которой равен 1″. Расстояние в парсеках очень просто выражается через параллакс:

r = 1/π^H пк.

Тогда 1 пк = 206 265 а. е. = 3,08·10¹³ км. 1 000 пк равна 1 кпк (килопарсек), а 1 000 кпк равна 1 Мпк (мегапарсек). Также 1 пк = 3,26 светового года. До ближайшей к нам звезды Проксима Центавра расстояние составляет 1,34 пк или 4,37 св. года.

Определение параллаксов звезд – задача довольно трудоемкая, требующая высокой точности измерений. Современные способы измерения параллакса позволяют устанавливать расстояния только до ближайших звезд, параллаксы которых не менее 0,01–0,005″ (100–200 пк).

Расстояние до звезды можно получить и другим путем, например, по наблюдениям периода цефеид.

Расстояние до звезд можно оценить методом спектрального параллакса. График зависимости отношения интенсивности определенных пар спектральных линий от абсолютной звездной величины звезд строится по интенсивности линий в спектрах тех звезд, расстояние до которых надежно определено. Поэтому по спектральным линиям можно оценить светимость звезды, а затем найти расстояние до нее.