Помощничек
Главная | Обратная связь


Археология
Архитектура
Астрономия
Аудит
Биология
Ботаника
Бухгалтерский учёт
Войное дело
Генетика
География
Геология
Дизайн
Искусство
История
Кино
Кулинария
Культура
Литература
Математика
Медицина
Металлургия
Мифология
Музыка
Психология
Религия
Спорт
Строительство
Техника
Транспорт
Туризм
Усадьба
Физика
Фотография
Химия
Экология
Электричество
Электроника
Энергетика

Відстань до зір. Звичайні зорі. Подвійні зорі

 

Зоря- самосвітній космічний об'єкт, у надрах якого відбувається або відбувались екзотермічні термоядерні реакції. Хоча на небосхилі зорі й мають вигляд маленьких блискучих цяточок, це такі ж велетенські тіла, як Сонце, але надзвичайно віддалені від Землі. Чи можна визначити відстані до зір, як це зробити? Для розв'язання цього завдання частково придатним є метод паралактичного зміщення (див. рис. 1).

За півроку Земля опиняється в діаметрально протилежній точці своєї орбіти (точки Т1 та Т2), унаслідок чого положення зорі S на фоні інших віддалених зір трохи змінюється (точки S1 та S2). Якщо вдається зафіксувати цю зміну, то неважко знайти відстань до зорі.

Кут π,під яким із зорі видно радіус земної орбіти, перпендикулярний до напряму зорі, називається річним паралаксом.

Ще в епоху Коперника робилися спроби визначити паралакси зір, але через недосконалість приладів вони були безрезультатними. Виявляється, річні паралакси всіх зір менші за 1" . Надійно виміряти такі малі кути вдалося лише у першій половині XIX ст. У 1837 р. російський астроном В.Я. Струве (1793-1864) уперше визначив річний паралакс зорі Веги (α Ліри): π = 0,123".

Відстань від Землі до зорі (див. рис. 1): , де a0 = 1 a. о. = 150 млн км - радіус земної орбіти, π - річний паралакс зорі. Річні паралакси зір дуже малі, а для малих кутів справедливе співвідношення: sin π ≈ π (π - у радіанах). Паралакси зручно визначати в секундах (1 рад = 206265"), отже,

Наприклад, відстань до Веги r ≈ 1,68·106 а.о. Навіть виражена в астрономічних одиницях, ця віддаль дуже велика. Для вимірювання відстаней до зірок в астрономії використовують відповідні одиниці довжини: парсек та світловий рік. 1 парсек(скорочено від паралакс і секунда) (1 пк) - відстань, з якої радіус земної орбіти видно під кутом 1".

1 пк = 206265 а.о. = 3,0856·106 м. Світловий рік (1 св.р.) - відстань, яку світло проходить у вакуумі за 1 рік. 1 св.р. = 9,5·1015 м = 63240 а.о. = 0,3066 пк. 1 пк = 3,26 св.р.

За допомогою наземної та орбітальної астрономічної апаратури визначено паралакси понад 100 000 зір. Проте метод річного паралаксу застосовний до зір, відстань до яких не перевищує 100 пк. Відстань до віддаленіших об'єктів встановлюється менш точно іншими способами.

Характеристикою блиску зорі є видима зоряна величина. Вона залежить, як від світності зорі, так і від відстані до неї. Дуже потужна зоря, але віддалена, тьмяніша, ніж порівняно близька зірка, яка випромінює не так інтенсивно. Якби вдалось вишикувати зорі на однаковій відстані від Землі, то тоді потужніші з них і були б яскравішими, а зоряна величина залежала б лише від світності.

Абсолютна зоряна величина(М) - зоряна величина, яку мала б зоря, перебуваючи від спостерігача на відстані 10 пк (32,6 св. p.).

Знаючи відстань до зір r та її видиму зоряну величину т, можна обчислити абсолютну зоряну величину:

М = т + 5 - 5·lg r , де r - виражене в парсеках.

Задача. Обчислити абсолютну зоряну величину Сонця.

Дано:

r = 1 а.о.

m = -26,78

– ? Відповідь.

Отже, з відстані 10 пк Сонце має вигляд слабкої зірочки. Міріади таких зір розсіяні на небосхилі і серед них воно нічим не виділялося б.

Світ зірок надзвичайно різноманітний, навряд чи є у Всесвіті дві однакові. Вивчення цих об'єктів свідчить, що їхні світності можуть відрізнятися в десятки мільярдів разів. Абсолютні зоряні величини відповідно змінюються від М = -10 до М= +19. За світністю зорі поділяють на надгіганти, гіганти та карлики. Надгігантами є, наприклад, слабка на вигляд зоря ζ1 Скорпіона (m = 4,9; М = -9,4), яка випромінює в 480000 разів потужніше, ніж Сонце, зоря Бетельгейзе (α Оріона) (m = 0,42; М= -6,1), потужніша за наше світило в 21300 разів.

Світність Альдебарана та Арктура у 100 разів більша, ніж сонячна. Це - гіганти.

Сонце належить до карликових зір. Є зорі значно слабші, наприклад, найближча до нас Проксима Кентавра випромінює, енергії у 18000 разів менше, ніж Сонце. Карликових зір у природі значно більше, ніж гігантів та надгігантів. Із 40 найближчих до Землі зірок лише три потужніші, ніж Сонце.

Розміри зір різноманітні. Надгіганти у тисячі разів більші за Сонце, а ді­аметри нейтронних зір дорівнюють кільком десяткам кілометрів. Наприклад, радіус зорі Бетельгейзе (R = 1000 = 4,65 а. о.) майже дорівнює радіусу орбіти Юпітера (а = 5,2 а.о.). Світність зір залежить не тільки від розмірів, але й від нагрітості їхніх поверхонь. За незначним винятком, температура зір лежить у межах від 2500 К до 30000 К.

Із початку 80-х років XIX ст. фотографію активно використовують в астрономії, зокрема для фіксування спектрів зір. До 1886 року вчені Гарвардської обсерваторії (США) сфотографували спектри 10350 зірок. Усі спектри зір є спектрами поглинання (суцільний фон посічений темними лініями). Оскільки зорі в основному складаються з водню, то лінії поглинання цього елемента є в усіх спектрах, але інтенсивність цих ліній різна. У спектрах одних зірок найпомітніші лінії водню, в інших - лінії гелію, ще в інших є свої особливості. Вигляд ліній різноманітний - від дуже чітких до слабо виражених, від вузеньких до широких та розмитих. Спершу спектри класифікували так: до класу А потрапили ті, в яких найінтенсивнішими є лінії водню, до класу В - гелію і т.д. аж до класу О. Згодом, з'ясувавши, що колір і спектр зорі залежить від температури її поверхні, вчені переглянули спектральну класифікацію. Половину початкових класів ліквідували, а ті сім, що залишилися, розташували в порядку спадання температури зірок, які належать цим класам. Ця класифікація зоряних спектрів називається Гарвардською і використовується дотепер: O-B-A-F-G-K-M

Класи О, В, А називають ранніми, або гарячими; F і G — сонячними; К, М - холодними, або пізніми. Усі спектральні класи, крім О, поділені на 10 підкласів (В0, В1,..., В9, А1, А2,..., А9). До спектрального класу О належать найгарячіші зорі Всесвіту, в їхніх спектрах значних відмінностей нема, тому цей клас має лише 5 підкласів -(O5, О6, O7, O8, O9). Найхарактерніші спектри належать до підкласів, позначених нулем. Що більший номер підкласу, то менше виражені в спектрі особливості даного класу. Наприклад, спектр А8 більше схожий на спектр F0, ніж на А0. Сонце належить до класу G2. Особливості спектральних класів подають в таблицях, наприклад:

 

Символ Характерні лінії в спектрі Типові зорі Темпе­ратура, К Колір
  О Іонізований гелій, багато­разово іонізовані кисень і азот λ Оріона   Блакитно-білий

 


 

 




Поиск по сайту:

©2015-2020 studopedya.ru Все права принадлежат авторам размещенных материалов.