ОПРЕДЕЛЕНИЕ РАССТОЯНИЙ К ЗРЕНИЕ.
ИХ ОСНОВНЫЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ
Зори - самый распространенный тип небесных тел во Вселенной. Зрение к 6-ї звездной величины насчитывается около 6000, к 11-ї звездной величины приблизительно миллион, а к 21-ї звездной величины их на всем небе около 2 млрд.
Все они, как и Солнце, являются накаленными самосветящимися газовыми пулями, в недрах которых выделяется колоссальная энергия. Однако зори даже в сильнейшие телескопы видно как светящиеся точки, потому что они находятся очень далеко от нас.
1. Годовой параллакс и расстояния к зрение. Радиус Земли оказывается слишком малым, чтобы быть базисом для измерения параллактического смещения зрение и для определения расстояний к ним. Еще во времена Коперника было понятно, что когда Земля действительно вращается вокруг Солнца, то видимые положения зрение на небе должны изменяться. За полгода Земля перемещается на величину диаметра своей орбиты. Направления на зарю из противоположных точек этой орбиты должны различаться. Иначе говоря, в зрение должен быть заметный годовой параллакс рис. 72.
Годовым параллаксом зари р называется угол, под которым из зари можно было бы видеть большую полуось земной орбиты что равняется 1 а. о., перпендикулярную к лучу зрения.
Чем большее расстояние И к заре, тем меньший ее параллакс. Параллактическое смещение положения зари на небе на протяжении года происходит по малому эллипсу или кругу, если заря находится в полюсе эклиптики див. Мал. 72.
Коперник пытался, но не смог выявить параллакс зрение. Он правильно утверждал, что зори слишком далеко от Земли, чтобы существующими тогда приборами можно было заметить их параллактическое смещение.
Рис. Годовой параллакс зрение
Надежно измерять годовой параллакс зари Веги впервые удалось в 1837 г. русскому академику В. Я. Струве. Почти одновременно с ним в других странах определили параллакс еще двух зрение, одной из которых была " Центавра. Эта заря, которую в СССР не видно, оказалась ближайшей к нам, ее годовой параллакс р = 0,75. Под таким углом невооруженному глазу видно проволочка толщиной 1 мм из расстояния 280 м. Не удивительно, что так долго не могли заметить в зрение настолько малые угловые смещения.
Расстояние к ближайшей заре а Центавра D = 206265: 0,75 = 270 000 а. о. Свет проходит это расстояние за 4 года, тогда как от Солнца к Земле оно идет лишь 8 хв, а от Луны - около 1, с.
'Расстояние, которое свет проходит на протяжении года, называется световым годом. Эту единицу используют для измерения расстоянию рядом с п ар с е к о м пк.
Парсек - расстояние, на какую большую полуось земной орбиты, перпендикулярную к лучу зрения, видно под углом І.
Расстояние в парсеках равняется обереній величине годового параллакса, выраженного в секундах дуги. Например, расстояние к заре а Центавра равняется 0,75 3/4 или 4/3 пк.
1 парсек = 3,26 светового года = 206265 а. о. = 3 1013 км.
В наше время измерение годового параллакса является основным способом визначе'ння расстояний к зрение. Параллакс измерен уже для очень многих зрение.
Измерением годового параллакса можно надежно определить расстояния к зрение, что находятся не дальше 100 пк, или 300 световых лет.
2. Видимая и абсолютная звездная величина. Світність зрение. После того как астрономы получили возможность определять расстояния к зрение, было установлено, что зори отличаются за видимой яркостью не только через разные L расстояния к ним, но и через разную світність.
Світністю зари L называется мощность излучения световой энергии сравнительно с мощностью излучения света Солнцем.
Если две зари одинаковой світності, то заря, которая находится дальше от нас, имеет меньшую видимую яркость. Сравнивать зори за світністю можно лишь в том случае, если рассчитать их видимую яркость звездную величину для одного и того же стандартного расстояния. Таким расстоянием в астрономии принято считать 10 пк.
Видимая звездная вецичица, которую имела бы заря, если бы находилась от нас на стандартные відстан D0 = 10 пк, получила название абсолютной звездной величины М.
Рассмотрим количественное соотношение видимой и абсолютной звездных величин зари при известном расстоянии О к ней или ее параллаксе Р. Вспомним сначала, что разница 5 звездных величин отвечает отличию яркости ровно в раз. Следовательно, разница видимых звездных величин двух источников равняется единице, если одно из них ярче второго ровно в ^100 раз эта величина приблизительно равняется 2,512. Чем более яркий источник, тем его видимая звездная величина считается меньшей. В общем случае отношения видимой яркости двух любых зрение I 1: I 2 связано с разницей их видимых звездных величин m1, и m1 простым соотношением:
І1 : І2 = 2,512
Пусть m - видимая звездная величина зари, которая находится на расстоянии D. Если бы она наблюдалась из расстояния D0 = 10 пк, ее видимая звездная величина m0 за определением равнялась бы абсолютной звездной величине М. Тогда ее позірна яркость изменилась бы.
Где Р выраженно в секундах дуги.
Эти формулы дают абсолютную звездную величину M по известной видимой звездной величине m при реальном расстоянии к заре D. Наше Солнце из расстояния 10 пк имело бы вид приблизительно как заря 5-ї видимой звездной величины, то есть для Солнца M¤ " 5
Зная абсолютную звездную величину М любой зари, можно вычислить ее світність L. Взяв світність Солнца L© = 1, за определением світності можно записать, что
L = 2,5125 - M, или L = 0,4 5 - M
Величины M i L в разных единицах выражают мощность излучения зоpі.
Изучение зрение показывает, что за світністю они могут отличайся в десятки миллиардов раз. В звездных величинах эта разница достигает 26 единиц.,
Абсолютные величины зрение очень высокой світності отрицательные и достигают М = - 9. Такие зори называются гигантами и сверхгигантами. Излучение зари 5 Золотой Рыбы мощнее излучения нашего Солнца в 500000 раз, ее світність L = 500000; Наименьшую мощность излучения имеют карлики, М= + 17 L = 0,000013.
Чтобы понять причины значительных отличий в світності зрение, надо рассмотреть и другие их характеристики, которые можно определить іа основе анализа излучения.
3. Цвет, спектры и температура зрение. Во время наблюдений вы обратили внимание на то, что зори имеют разный цвет, хорошо заметный / самых ярких из них. Цвет тела, которое нагревается, в том числе и зари зависит от его температуры. Это дает возможность определить температуру зрение распределением энергии в их непрерывном спектре.
Цвет и спектр зрение связанные с их температурой. В сравнительно холодных зрение преобладает излучение в красном участке спектра, потому они и имеют красноватый цвет. Температура красных зрение низкая. Она повышается последовательно с переходом от красных зрение к оранжевым, потом к желтым, желтоватым, белым и голубоватым. Спектры зрение очень разнообразные. Они разделены на классы, которые помечают латинскими буквами и цифрами см. Задний форзац. В спектрах холодных красных зрение класса М с температурой около 3000 К видно полосы поглощения самых простых двухатомных молекул, чаще всего оксиду титана. В спектрах других красных зрение преобладают оксиды углерода или циркония. Красные зори первой величины класса М - Антарес, Бетельгейзе.
В спектрах желтых зрение класса О, к которым принадлежат и Солнце с температурой 6000 К на поверхности, преобладают тонкие линии металлов : железа, кальция, натрию и др. Зарей типа Солнца за спектром, цветом и температурой является яркая Капелла в созвездии Возничего.
В спектрах белых зрение класса А, таких, как Сириус, Вега, Денеб, сильнейшие линии водорода. Есть много слабых линий ионизированных металлов. Температура таких зрение около 10 000 К.
В спектрах самых горячих, голубоватых зрение с температурой около 30000 К видно линии нейтрального и ионизированного гелия.
Температуры большинства зрение находятся в пределах от 3000 до 30000 К. В немногих зрение температура достигает около 100000 К.
Таким образом, спектры зрение очень отличаются один от другого и за ними можно определить химический состав атмосфер зрение. Изучение спектров показало, что в атмосферах всех зрение преобладают водород и гелий.
Отличия звездных спектров объясняются не столько разнообразием их химического состава, сколько отличием температуры и других физических условий в звездных атмосферах. При высокой температуре молекулы распадаются на атомы. При еще высшей температуре разрушаются менее крепкие атомы, они превращаются в ионы, теряя электроны. Ионизированные атомы многих химических элементов, как и нейтральные атомы, излучают и поглощают энергию определенных длин волн. Сравнениям интенсивности линий поглощения атомов и ионов одного и того же химического элемента теоретически определяют их относительное количество. Она является функцией температуры. Да, за темными линиями спектров зрение можно определить температуру их атмосфер.
В зрение одинаковых температуры и цвета, но разной світності спектры в целом одинаковы, однако можно заметить отличия в относительных интенсивностях некоторых линий. Это происходит потому, что при одинаковой температуре давление в их атмосферах разное. Например, в атмосферах гигантов зрения давление меньшее, они более разрежены. Если выразить эту зависимость графически, то за интенсивностью линий можно найти абсолютную величину зари, а дальше за формулой 4 определить расстояние к ней.
Задача. Какая світність зори x Скорпиона, если ее видимая звездная величина 3, а расстояние к ней 7500 св. Лет?
Дано: Решение
Т = 3 LgL =0,4 5 - M.
D = 7500 св. Лет M = m + 5 - 5 lgD, где D выражения в парсеках
Dпк = 7500 св. Лет: 3,26 си. Лет = 2300 пк.
L - ?
Тогда М = 3 + 5 - 5 lg 2,3 x 103 = - 8,8.
LgL = 0,4 [5 - - 8,8] = 5,52.
Отсюда L = 3,3 x 105.