Понятие о Вселенной

Главная - Астрономия, авиация, космонавтика - Понятие о Вселенной

Диаграммы «цвет - светимость» для звезд пулевых и рассеянных сосредоточений разные. Это и помогает различать тип звездного сосредоточения. В состав рассеянных сосредоточений входят также газ и пыль (см. рис. 85), которые не наблюдаются в пулевых звездных скупченнях.

Расстояния к ближайшим пулевым сосредоточениям определяют за короткоперіодичними цефеїдами, которые входят в их состав, сравнивая их видимую звездную величину с известной для них абсолютной звездной величиной.

Чтобы определить расстояния к рассеянным сосредоточениям, составляют для их звезд диаграмму «цвет - видимая звездная величина» и сравнивают ее с диаграммой «цвет - абсолютная звездная величина». Это дает возможность найти разность между видимой и абсолютной величинами для звезд одного и того самого цвета, а отсюда - расстояние к звездам сосредоточения (см. формулу (4)).Известно свыше 100 пулевых и сотен рассеянных сосредоточений, но в Галактиці рассеянных сосредоточений должны быть десятки тысяч. Мы видим только ближайшие с них.

На небе наблюдаются рассеянные группы горячих сверхгигантов, которые советский ученый, академик В. А. Амбарцумян 0-назвал ассоциациями. их звезды далекие одна от одной и не всегда содержатся взаимным тяготением, как в звездных 0-сосредоточениях. 0-ассоциации также характерные для населения спиральных віток.

В давность звезды не случайно называли «недвижимыми». Лишь в XVIII ст. было выявлено сильное медленное перемещение Сіріуса среди звезд, заметное при сравнении Точных измерений его положения, сделанных с промежутком времени несколько десятилетий. Собственным движением звезды называется ее видимое угловое смещение по небу за один год на фоне слабых далеких звезд. Оно выражается частицами секунды дуги за рік.

Лишь звезда Барнарда проходит за год дугу 10", что за 200 лет будет составлять 0,5°, или видимый поперечник Луны. За это звезду Барнарда назвали «летающей».

Собственные движения звезд в наше время определяют, сравнивая фотографии выбранного участка неба, сделанные на одном и поэтому самом телескопе через года и даже десятилетие. Вследствие того, что звезда двигается, ее положение на фоне более отдаленных звезд за это время кое-что изменяется. Смещение звезды на фотографиях измеряют с помощью специальных микроскопов. Его удается оценить лишь для сравнительно близких зір.

И если расстояние к звезде неизвестная, то ее собственное движение мало что говорит о настоящей скорости звезды. Например, пути, пройденные звездами за год (рис. 87), могут быть разными: S1A, S2С, а соответствующие им собственные движения () - одинаковыми. Скорость звезды в просторные можно рассматривать как векторную сумму двух компонентов, один из которых направленный вдоль луча зрения, второй - -перпендикулярный к нему. Первый компонент - это лучевая, Второй - тангенциальная скорость. Собственное движение звезды определяется лишь тангенциальной скоростью и не зависит от лучевой.

Чтобы вычислить тангенциальную скорость ут в километрах за секунду, надо  в радианах за год помножить на расстояние к звезде D в километрах и поделить на число секунд в году. И

поскольку на практике ц всегда определяют в секундах дуги, а ОБ - в парсеках, то для вычисления ут в километрах имеем формулу

 = 4,74  D

Если определено за спектром и лучевую скорость звезды r, то пространственная скорость ее  будет равнять:

.

Скорости звезд относительно Солнца (или Земли) обычно представляют десятки километров за секунду.

В начале XIX ст. В. Гершель за собственными движениями немногих близких звезд установил, что относительно них Солнечная система двигается в направлении созвездия Лиры и Геркулеса. Направление, в котором двигается Солнечная система, называется апексом движения. Со временем, когда за спектрами начали определять лучевые скорости звезд, вывод Гершеля подтвердился. В направлении

апекса звезды приближаются к нам в среднем со скоростью 20 км/с, а в противоположном направлении с такой самой скоростью отдаляются от нас.