Определение расстояния по относительным скоростям.

Косвенным показателем расстояния до звезд являются их относительные скорости: как правило, чем ближе звезда, тем больше смещается она по небесной сфере. Определить таким способом расстояние, конечно нельзя, но этот способ дает возможность “вылавливать” близкие звезды.

Также существует другой метод определения расстояний по скоростям, применимый для звездных скоплений. Он основан на том, что все звезды, принадлежащие одному скоплению, движутся в одном и том же направлении по параллельным траекториям. Измерив лучевую скорость звезд с помощью эффекта Доплера, а также скорость, с которой эти звезды смещаются относительно очень удаленных, то есть условно неподвижных звезд, можно определить расстояние до интересующего нас скопления.

Цефеиды.

Важный метод определения фотометрических расстояний в Галактике и до соседних звездных систем - галактик - основан на характерном свойстве переменных звезд - цефеид.

Первой из обнаруженных цефеид была Цефея, которая меняла свой блеск с амплитудой 1, температуру (на 800K), размер и спектральный класс. Цефеиды - это неустойчивые звезды спектральных классов от F6 до G8, которые пульсируют в результате нарушения равновесия между силой тяжести и внутренним давлением, причем кривая изменения их параметров напоминает гармонический закон. С течением времени колебания ослабевают и затухают; к настоящему моменту было обнаружено постепенное прекращение переменности у звезды RU Жирафа, обнаруженной в 1899 году. К 1966 году ее переменность полностью прекратилась. Периоды различных цефеид от 1,5 часов до 45 суток. Все цефеиды - гиганты большой светимости, причем светимость строго зависит от периода по формуле:

M = - 0,35 - 2,08 lg T.

Так как, в отличие от вышеприведенной диаграммы Герцшпрунга - Ресселла (см. рис. 2) зависимость четкая, то и расстояния можно определять более точно. Для долгопериодичных цефеид (периоды колебаний от 1 до 146 суток), 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. Зная из наблюдений период T, можно найди абсолютную звездную величину M, а, зная абсолютную звездную величину и найдя из наблюдений видимую звездную величину m, можно найти расстояние. Такой метод нахождения расстояний применяется не только для определения расстояния до самих цефеид, но и для определения расстояний до далеких галактик, в составе которых удалось обнаружить цефеиды (это сделать не очень трудно, так как цефеиды обладают достаточно большой светимостью).