Фотометрический метод определения расстояний.
Освещенности, создаваемые одинаковыми по мощности источниками света, обратно пропорциональны квадратам расстояний до них. Следовательно, видимый блеск одинаковых светил (т.е. освещенность, создаваемая у Земли на единичной площадке, перпендикулярной лучам света) может служить мерой расстояний до них. Выражение освещенностей в звездных величинах (m - видимая, M - абсолютная звездная величина) приводит к следующей основной формуле фотометрических расстояний rф (пк):
(6)
Для светил, у которых известны тригонометрические параллаксы, можно, определив M по этой же формуле, сопоставить физические свойства с абсолютными звездными величинами. Это сопоставление показало, что абсолютные звездные величины многих классов светил (звезд, галактик и др.) можно оценивать по ряду их физических свойств.
Основным способом оценки абсолютных величин звезд является спектральный способ: в спектрах звезд одного и того же спектрального класса обнаружены особенности, указывающие на их абсолютные величины (чаще всего это усиление линий ионизованных атомов с возрастанием светимости звезд). По таким признакам звезды разделены на классы светимости (см. Светимости классы). По классам и более мелким подклассам светимости, оцениваемым по спектрам звезд, можно находить абсолютные величины с погрешность до 0,5m. Эта погрешность соответствует относительной погрешности 30% при определении rф по формуле (6).
Для определения расстояний до звездных скоплений имеется спец. способ, использующий диаграмму "видимая величина-показать цвета" звезд скопления. Она сравнивается с диаграммой "абсолютная величина-показать цвета", которая составлена по звездам того же типа близких к нам скоплений (рис. 3). Сдвиг между сравниваемыми диаграммами по вертикали равен модулю расстояния (m-M), по которому при помощи формулы (6) и находят т.н. фотометрические расстояние rф звездного скопления (с относительной погрешностью 20%).
Рис. 3. Зависимость "абсолютная звездная
величина MV-показатель цвета (B-V)0" для исходной
главной последовательности (верхняя кривая)
и зависимость "видимая звездная величина
m0 - показатель цвета" скопления Персея (нижняя кривая);
m0 - видимая звездная величина, свободная от
межзвездного поглощения света. Сдвиг по оси
звездных величин равен модулю расстояний (m0-MV).
Важный метод определения фотометрических расстояний в Галактике и до соседних звездных систем - галактик - основан на характерном свойстве переменных звезд - цефеид. Короткопериодические цефеиды (с периодами колебаний блеска менее суток) в среднем имеют абсолютную величину +0,5m. Они встречаются в шаровых звездных скоплениях, в центральной области и сферической короне Галактики и относятся к ее звездному населению II типа. По цефеидам в конечном счете найдены расстояния до шаровых звездных скоплений и установлено расстояние от Солнца до центра Галактики.
Для долгопериодических цефеид (периоды колебаний от 1 до 146 сут.), относящихся к звездному населению I типа (плоской составляющей Галактики), установлена важная зависимость период-светимость, согласно которой, чем короче период колебаний блеска, тем цефеида слабее по абсолютной величине. С помощью этой зависимости можно определить абсолютные величины цефеид по длительности их периодов колебаний блеска и, следовательно, фотометрические расстояния до цефеид и звездных скоплений, спиральных рукавов и звездных систем, где они наблюдаются (см. Период-светимость зависимость). Погрешность определения расстояний по цефеидам составляет для звездных скоплений в среднем 40% (в отдельных случаях меньше).