Как оперделить расстояние до звезды с помощью её спектральных характеристик.

[Дмитрий Дмитриенко]

Слышал нескослько способов определения расстояния до звёзд. Один из них с помощью паралакса не является точным и даёт большую погрешность. Слышал, что намного более точно расстояние до звезды можно определить с помощью рассмотрения её сперктральных характеристик. По какому принципу можно таким сособом определить расстояние до звёзд?

[konstkir]

Оценка расстояний в астрофизике это  проблемный вопрос. Описать его на форуме невозможно. Поэтому сначала поиск в Гугле и по учебникам.

Можно для начала посмотреть популярно здесь:

http://galspace.spb.ru/indvop.file/48.html
http://wsyachina.narod.ru/astronomy/space_distance.html

[L_Pt]

По параллаксу – самый точный и однозначный метод определения расстояния. Но работает только до ближайших звезд.

По спектральным характеристикам – по ним определяют тип звезды, и, соответственно, предсказывают ее светимость. Сравнение последней с видимой величиной и указывает на расстояние.
Но этот метод весьма и весьма приближенный.

[Monstr]

Измерить нельзя, можно оценить.
 Этот метод называется методом спектрального параллакса. Его суть состоит в том, что каждый тип звезды имеет свое место на диаграмме Герцшпрунга-Рассела (ГР). Из даже примитивных спектральных наблюдений можно оценить спектральный класс звезды (O-M) и ее светимость (I-V, карлик или гигант). Из положения на диаграмме ГР можно узнать абсолютную звездную величину звезды Mv. Если не учитывать межзвездное поглощение света, то из формулы: mv = Mv+5lgr-5 найдем расстояние в парсеках.
 Но если из спектральных наблюдений мы определим температуру T и ускорение силы тяжести lgg и металличность звезды [Fe/H] или Z, то из теоретических расчетов можно определить массу звезды M, а затем ее светимость: lgL=-lgg-10.607+lgM+4*lgT  Имея светимость определим абсолютную звездную величину Mv=4.69-2.5*lgL-BC, где BC - болометрическая поправка, берется из таблиц или расчетов. Далее оценивается межзвездное поглощение. Есть зависимость показателя цвета звезды (B-V) от температуры. Зная спектральную температуру, найдем нормальный показатель цвета (B-V)0, а из фотометрических или спектральных наблюдений можно определить видимый показатель цвета (B-V). Межзвездное поглощение определяется Av=3.1*((B-V)-(B-V)0). Далее из формулы mv = Mv+5lgr-5+Av найдем r в парсеках.
В последнем случае метод гораздо точнее, а при расстояниях более 0.5 кпк по точности превосходит Гиппарх

[Дрюша]

Не так-то всё просто. Бывают, скажем, красные гиганты и сверхгиганты, а бывают - карлики. Правда, по наличию и проработанности некоторых спектральных линий - можно заценить плотность фотосферы, и тем самым отличить сверхгигант от карлика... Но, вот, гигант от сверхгиганта, наверное, - сложнее. Но вообще, на диаграмме Герцшпрунга-Рассела - не только Главная последовательность имеется. Надёжнее оценивать расстояния до скоплений (особенно - шаровых) и галактик. Там рядом - почти всегда найдутся какие-нибудь цефеиды... А это - "стандартные свечи".

Подробнее написано хорошо у Ефремова (но не который "Туманность Андромеды", а который "Вглубь Вселенной")

[QSS]

По параллаксу – самый точный и однозначный метод определения расстояния. Но работает только до ближайших звезд.По спектральным характеристикам – по ним определяют тип звезды, и, соответственно, предсказывают ее светимость. Сравнение последней с видимой величиной и указывает на расстояние.Но этот метод весьма и весьма приближенный

На каком расстоянии Сириус станет не различим, как двойная звезда?

[xd]

Берём линейное расстояние, критерий различимости, делаем 2-3 арифметических действия.

[Monstr]

На каком расстоянии Сириус станет не различим, как двойная звезда?

Вопрос некорректный. Если r - расстояние до Сириуса, а d - расстояние между компонентами двойной системы, то угловое расстояние u=arctg(d/r), или в секундах дуги u=d/r*206265. Для правильного ответа нужен критерий минимального углового расстояния. Например, при наблюдении невооруженным глазом можно принять u=1'=60''. Тогда r=206265*d/u, если d и r выражены в одних единицах. Если d а.е, а r в пк, то r=d/u. Максимальное расстояние Сириуса В от А составляет около d=30 а.е. Отсюда r=30/60=0.5 парсека. Если наблюдаем в средний любительский телескоп, то u=1'', а r=30/1=30 пк. Если возьмем 10м телескоп, то его разрешение вне атмосферы u=12/1000=0.012'', и r=30/0.012=2.5 кпк. Если этот телескоп взять как некоторый современный предел, то можно принять это значение как ответ на вопрос.

[petrovich1964]

Можно для начала посмотреть популярно здесь:

http://www.vokrugsveta.ru/vs/article/6157/