Метод движущегося скопления

12.06.2021


Метод движущегося скопления — в астрометрии один из методов определения расстояния до звёздного скопления. В первой половине XX века данный метод был применён к нескольким ближайшим к Солнцу скоплениям. В настоящее время для определения расстояния до скоплений применяются более точные методы.

Теоретическое обоснование

Метод движущегося скопления основан на наблюдении собственного движения и допплеровского смещения каждого объекта в скоплении. Поскольку объекты в скоплении располагаются близко друг к другу (по сравнению с расстоянием от наблюдателя до скопления), то на небе они будут двигаться по направлению к одной точке, что является проявлением эффекта перспективы.

Расстояние d до звезды скопления определяется по формуле

d = t a n ( θ ) v r u , {displaystyle d=mathrm {tan} ( heta ){frac {mathrm {v_{r}} }{mathrm {u} }},}

где u представляет собственное движение звезды, vr — лучевую скорость, θ — угол между направлением на звезду и направлением на точку сходимости векторов скоростей звёзд. Далее полученные по нескольким звёздам значения можно усреднить.

Применение

Метод применялся для определения расстояний лишь для малого количества скоплений. Для того, чтобы данный метод можно было применить, необходимо, чтобы скопление располагалось близко к Солнцу, на расстоянии не более нескольких сотен парсеков, а также оно должно быть достаточно тесным и хорошо выделяться среди звёзд фона. Метод достаточно трудоёмок по сравнению с методом тригонометрических параллаксов, но даёт менее точный результат по сравнению с современными высокоточными измерениями, проведёнными, например, спутником Hipparcos.

Среди скоплений, расстояние до которых определялось данным методом, можно отметить Гиады и Плеяды.

Недавно данный метод был применён для определения расстояния между коричневым карликом 2M1207 и экзопланетой 2M1207b. В декабре 2005 года американский астроном Eric Mamajek получил значение расстояния до 2M1207b равное 53 ± 6 пк.