Гиады
Cтраница 1
Гиады являются своеобразным маяком, лежащим в основе определения всех галактич. [1]
Гиады ( звездное скопление); - gufl m ливень; - haube / защитный колпак от дожди ( иапр. [2]
Тиена, одна из Гиад О. [3]
К сожалению, достаточно близких скоплений лишь полдюжины, и только для Гиад этот групповой параллакс дает расстояние с достаточной точностью. Расстояния до более далеких рассеянных скоплений определяют др. методом. На диаграммах звездная величина - показатель цвета ( см. Астрофотометрия) большинство авезд в скоплении лежит в узкой полосе, называемой гл. Ее положение для всех скоплений в первом приближении одинаково. [5]
Первым шагом является определение расстояния до одного из ближайших рассеянных звездных скоплений - Гиад. Это расстояние находится достаточно уверенно геометрическим путем и составляет около 45 парсеков. Зная расстояние до Гиад и измеряя видимую звездную величину т, можно вычислить абсолютную звездную величину М всех звезд - членов скопления. [6]
Этра: 1) супруга Эеея, мать Тезея О; 2) дочь Океана, мать Гиад О. [7]
Первым шагом является определение расстояния до одного из ближайших рассеянных звездных скоплений - Гиад. Это расстояние находится достаточно уверенно геометрическим путем и составляет около 45 парсеков. Зная расстояние до Гиад и измеряя видимую звездную величину т, можно вычислить абсолютную звездную величину М всех звезд - членов скопления. [8]
Этот метод заключается в постепенном определении расстояний до все более удаленных объектов, пока не доходят до скопления Девы. Для этого определяют расстояние до скопления, что делается следующим способом. Затем, используя лучевые скорости звезд Улуч, определяют скорость Vt перемещения звезд в картинной плоскости ( в км / сек): VtV 4 tg а. Абсолютные звездные величины звезд на главной последовательности зависят только от их цвета ( спектрального класса) и после определения расстояния до Гиад могут считаться известными. [9]
Для подробного изучения внутреннего строения и атмосфер звезд необходимо достаточно точно знать абсолютные расстояния до них. Оценка возраста Вселенной по наблюдаемой динамике ее расширения также требует надежной шкалы внегалактических расстояний. Для наших целей очень высокая точность в оценке расстояний не нужна. Следует осознать, что точность определения расстояний до наиболее удаленных объектов во Вселенной зависит от точности, с которой измерено расстояние до Гиад - ближайшего к нам звездного скопления. Именно это расстояние лежит в основе всей шкалы астрономических расстояний. [10]
Уилсон обнаружил и другое свойство звезд главной последовательности классов F и G, связанное с наличием эмиссии Са II: для данного спектрального класса эмиссия Са II тем сильнее, чем моложе звезда. Позднее Крафт нашел также, что среди звезд поля более поздних классов, чем F5 V, звезды с эмиссией Са II вращаются в среднем быстрее, чем звезды без нее, и что звезды рассеянных скоплений вращаются быстрее звезд поля без эмиссии Са II. Согласно Крафту, средняя скорость вращения на экваторе звезд с М 1 2М0И возрастами около 4 107 лет составляет примерно 40 км / с; за время, равное возрасту Гиад, эта скорость уменьшается вдвое, а по достижении возраста старых звезд поля - втрое. Из расюты Скуманича следует, что эмиссия Са II и скорость вращения наружных слоев убывают обратно пропорционально квадратному корню из возраста. [11]
К сожалению, достаточно близких скоплений лишь полдюжины, и только для Гиад этот групповой параллакс дает расстояние с достаточной точностью. Расстояния до более далеких рассеянных скоплений определяют др. методом. На диаграммах звездная величина - показатель цвета ( см. Астрофотометрия) большинство авезд в скоплении лежит в узкой полосе, называемой гл. Ее положение для всех скоплений в первом приближении одинаково. НГП определяется непосредственно по расстоянию до Гиад. [13]
К сожалению, достаточно близких скоплений лишь полдюжины, и только для Гиад этот групповой параллакс дает расстояние с достаточной точностью. Расстояния до более далеких рассеянных скоплений определяют др. методом. На диаграммах звездная величина - показатель цвета ( см. Астрофотометрия) большинство авезд в скоплении лежит в узкой полосе, называемой гл. Ее положение для всех скоплений в первом приближении одинаково. НГП определяется непосредственно по расстоянию до Гиад. В общем случае используют положение НГП, полученное подсоединением к гл. В Гиадах эти массивные звезды уже отсутствуют, поскольку быстро эволюционируют. В этом методе предварительно учитывают различие хим. состава скопления и Гиад, а также поглощение света, к-рое для далеких скоплений, находящихся в плоскости Галактики, может достигать мн. [15]
Страницы: 1