Wie misst man in der Praxis Entfernungen zu Sternen mit spektroskopischen Parallaxen ? Wie genau ist die Entfernungsmessung mit dieser Methode im Vergleich zu Entfernungen, die auf trigonometrischen Parallaxen von HIPPARCOS basieren? Meine Objektprobe besteht aus Sternen vom Typ AB.
Tatsächlich ist die auf Wikipedia beschriebene Methode nicht die Methode, die mit spektroskopischer Parallaxe gemeint ist. Um die spektroskopische Parallaxe zu bestimmen, benötigen Sie ein Spektrum des Sterns und messen die Breite der Spektrallinien. Kompakte Sterne haben eine höhere Oberflächengravitation, was bedeutet, dass ihre Spektrallinien breiter sind. Das bedeutet, dass der Radius des Sterns aus der Linienverbreiterung berechnet werden kann. Verwenden der beobachteten effektiven Temperatur und dem Radius R erhalten Sie die Leuchtkraft aus dem Stefanschen Gesetz, das eine absolute Helligkeit und zusammen mit der scheinbaren Helligkeit einen Entfernungsmodul und damit eine Entfernung angibt. Dies ergibt eine Genauigkeit von 10 % in der Leuchtkraft und 5 % in der Entfernung für Hauptreihensterne und 25-30 % in der Entfernung für Riesensterne. (siehe de Grijs, 2011 )
Wilson und Bappu (1957) schlugen vor, die Breite (W_0) des Emissionskerns der CaIII-Absorptionslinie bei 3933 Angström zu verwenden. Unter Verwendung von Daten von Hipparcos wurde die Beziehung zwischen der absoluten Größe in V und der Breite der Absorptionslinie kalibriert auf:
von Pace er al. (2003). Um diese Methode zu verwenden, müssten Sie also in der Lage sein, die Breite der CaIII-Absorptionslinie zu messen, aber es gibt auch andere Kalibrierungen, die die MgIIk-Linie verwenden.
Da diese Entfernungsmessungen mit Hipparcos kalibriert werden, werden sie niemals genauer sein, bis bessere Kalibrierungsdaten verfügbar sind (dh mit Gaia).
Die viel einfachere Methode, wie sie auf Wikipedia beschrieben ist, könnte auch verwendet werden, aber das ist noch ungenauer. NB. Der Zusammenhang zwischen der Farbe (Farbindex BV) und der Spektralklasse ist nicht linear. Viele Hertzsprung-Russel-Diagramme zeigen sowohl Farbe als auch Spektraltyp auf der X-Achse, aber das ist nicht wirklich korrekt. Ein K0Ia-Überriese hat einen anderen Farbindex als ein K0V-Stern auf der Hauptreihe. Auf Seite 50 in de Grijs, 2011 , ist diese Beziehung in Abb. 2.11 dargestellt. Es sollte auch irgendwo auf Wikimedia sein (dem es zugeschrieben wird), aber ich kann es nicht finden. EDIT: Hier ist es: http://en.wikipedia.org/wiki/File:H-R_diagram.svg
Wenn Sie wirklich die in Wikipedia beschriebene Methode verwenden möchten, können Sie den Hipparcos-Katalog verwenden, um die mittlere absolute Größe für jeden Spektraltyp zu bestimmen.
Ich habe dies versucht und die folgenden Werte für Hauptreihensterne vom Typ A und B erhalten:
Spec N M_V <d_err> max(d_err)
B0V [23] -1.8 ± 2.3 130 % 1014 %
B1V [95] -2.1 ± 1.8 81 % 833 %
B2V [223] -1.6 ± 1.5 69 % 1562 %
B3V [279] -1.3 ± 1.4 59 % 739 %
B4V [91] -1.1 ± 1.1 44 % 232 %
B5V [251] -0.8 ± 1.2 44 % 465 %
B6V [145] -0.6 ± 1.3 53 % 881 %
B7V [122] -0.5 ± 1.4 70 % 1405 %
B8V [522] -0.2 ± 1.3 58 % 1988 %
B9V [887] 0.4 ± 1.2 57 % 4613 %
A0V [1206] 0.8 ± 1.2 54 % 2990 %
A1V [735] 0.9 ± 1.1 50 % 2509 %
A2V [491] 1.0 ± 1.0 42 % 1076 %
A3V [451] 1.1 ± 1.1 51 % 3526 %
A4V [178] 1.3 ± 1.1 49 % 1106 %
A5V [214] 1.3 ± 1.1 45 % 762 %
A6V [99] 1.4 ± 1.1 54 % 1924 %
A7V [188] 1.6 ± 1.2 65 % 5371 %
A8V [114] 1.7 ± 1.0 42 % 392 %
A9V [329] 2.0 ± 1.2 57 % 2788 %
wobei Spec der Spektraltyp ist, N die Anzahl der Sterne im Hipparcos-Katalog mit diesem Spektraltyp ist (nb. viele Sterne haben keinen Spektraltyp oder einen Spektraltyp mit fehlendem Sterntyp (z. B. Hauptreihe oder Überriese)) , die durchschnittliche und Standardabweichung der absoluten Größe (M_V), der durchschnittliche Abstandsfehler in Prozent() und der maximale Abstandsfehler (max(d_err)).
NB. Ich habe das Aussterben nicht berücksichtigt!
Sie können diese Werte also verwenden, um die Entfernung zu einem Hauptreihenstern vom Typ A oder B zu berechnen.
Aber wie Sie sehen können, sind die Fehler ziemlich groß. Bei Überriesen vom Typ A/B beträgt sogar der durchschnittliche Fehler mehr als 100 %. Die niedrigsten durchschnittlichen Fehler, die ich gefunden habe (25%), gelten für Subriesensterne vom Typ F (Typ IV).