Paralaksy spektralne gwiazd
8 Wrz 2004r. w
Widma Gwiazd napisał/a
Marcin Szulc
Już w roku 1906 E. Hertzsprung zwrócił uwagę na to, że natężenia linii zjonizowanego strontu ulega zmianom w stosunku do innych linii znajdujących zastosowanie w klasyfikacji widm gwiazdowych, przy czym zmiany te są zależne od stopnia całkowitej światłości L gwiazd. Właściwość tę zauważyli w roku 1914 astronomowie W. S. Adams i A. Kohlschutter z obserwatorium na Mount Wilson.
Już w roku 1906 E. Hertzsprung zwrócił uwagę na to, że natężenia linii zjonizowanego strontu ulega zmianom w stosunku do innych linii znajdujących zastosowanie w klasyfikacji widm gwiazdowych, przy czym zmiany te są zależne od stopnia całkowitej światłości L gwiazd. Właściwość tę zauważyli w roku 1914 astronomowie W. S. Adams i A. Kohlschutter z obserwatorium na Mount Wilson. Na podstawie obserwacji stwierdzili oni, że jeszcze inne linie absorpcyjne zmieniają swe natężenie, zależnie od wielkości absolutnych gwiazd.
M = m+5-5log D
Z zależności tej, wyprowadzonej przy założeniu, że przestrzeń międzygwiazdowa jest całkowicie przezroczysta, widzimy, że jeżeli znamy wielkość absolutną gwiazd M i jej wielkość obserwowaną (widomą) m, to możemy obliczyć jej odległość D. Na podstawie znanych wielkości absolutnych gwiazd, dla których wyznaczane były paralaksy trygonometryczne, Adams i Kohlschutter zdołali otrzymać empiryczne krzywe kalibracyjne charakteryzujące stosunki natężeń linii absorpcyjnych, zmieniające się wraz z wielkością absolutną gwiazdy, w porównaniu z natężeniami innych linii niezależnych od tych wielkości. Krzywe te w zastosowaniu do widm gwiazd o nieznanych odległościach dają możność wyznaczenia M, co przy znanej wielkości widomej m pozwala na obliczenie D lub paralaksy gwiazdy. π
o = 1/D. Otrzymywane tą drogą
paralaksy otrzymały nazwę
spektralnych (lub
spektroskopowych).
Paralaksy spektralne można wyznaczyć dla wszystkich tych gwiazd, które są dostatecznie jasne, aby w ich widmie mogły być oceniane stosunki natężeń linii absorpcyjnych służących do wyznaczania wielkości absolutnych. Metoda paralaks spektralnych stanowi przeto znaczne rozszerzenie sposobu wyznaczania odległości gwiazd w porównaniu z metodami trygonometrycznymi. Dokładność wyznaczania paralaks spektralnych zależy od dokładności, z jaką możemy obliczyć wielkości absolutne gwiazd. Znane są liczne metody wyznaczania wielkości absolutnych gwiazd. W szczególności, bardzo pomocne przy wyznaczaniu wielkości absolutnych gwiazd są kryteria służące do wyznaczania klasy światłości w układzie klasyfikacyjnym M-K widm gwiazdowych. Również klasyfikacja Chalonge’a daje możność wydzielania gwiazd o określonych wielkościach absolutnych. Błąd średni paralaksy spektralnej wynosi około 20% jej wartości, podczas gdy błąd średni paralaksy trygonometrycznej jest rzędu +- 0”,01. A więc dla gwiazd, których paralaksy są mniejsze od 0”.05, czyli ich odległość jest większa od 20 parseków, dokładniej określamy odległość metodą paralaks spektralnych niż metodą paralaks trygonometrycznych.
Referencje:
Eugeniusz Rybka: "Astronomia Ogólna" wyd. VI
Twoje Imię
7.07.2022, 13:14