Измерение количественных и качественных характеристик звезд
обнаружено постепенное прекращение переменности у звезды RU
Жирафа, обнаруженной в 1899 году. К 1966 году ее переменность полностью
прекратилась. Периоды различных цефеид от 1,5 часов до 45 суток. Все
цефеиды — гиганты большой светимости, причем светимость строго зависит от
периода по формуле M=-0,35-2,08lg(T). Так как, в отличие от диаграммы
спектр - светимость, зависимость четкая, то и расстояния можно определять
более точно: зная из наблюдений период (T), можно найди абсолютную
звездную величину (M), а зная абсолютную звездную величину и найдя из
наблюдений относительную (m) можно найти расстояние. Такой метод
нахождения расстояний применяется не только для определения расстояния до
самих цефеид, но и для определения расстояний до далеких галактик, в
составе которых удалось обнаружить цефеиды (это сделать не очень трудно,
так как цефеиды обладают достаточно большой светимостью).
Существуют также другие типы переменных звезд, которые не являются
цефеидами. Обнаружены, например, переменные звезды, у которых период
около 1 года, существуют также вообще неправильные звезды, в периодах
которых не удалось выяснить никакой закономерности. В 70-ых годах
внимание астрономов привлекли красные карлики, блеск которых неожиданно
возрастает в несколько сотен раз в течение нескольких минут, причем эти
вспышки происходят не только в оптическом диапазоне. Такие звезды назвали
вспыхивающими.
4 Яркости и светимости звезд.
Существую две величины, характеризующие звезду с точки зрения
светимости: это абсолютная звездная величина (видимый блеск звезды, если
бы она находилась на расстоянии 10 пс) и светимость (количество энергии,
испускаемое звездой за 1 с), и одна величина, характеризующая звезду с
точки зрения того, насколько хорошо мы ее видим: видимая звездная
величина. Естественно, что видимая звездная величина зависит не только от
светимости, но и от расстояния до звезды.
Таблица 4: десять самых ярких звезд и Солнце.
|Название |видимая |Спектр|Абсолютная|Свети|Рассто|
| |звездная |альный|звездная |мость|яние в|
| |величина |класс |величина | |св. |
| |(m) | |(M) | |Годах |
|Сириус |-1,6 |A0 |1,3 |23 |8,7 |
|Канопус |-0,9 |F0 |-4,6 |5200 |~180 |
|( |0,3 |G0 |4,7 |1,0 |4,29 |
|Центавра | | | | | |
|Вега |0,1 |A0 |0,5 |48 |26,5 |
|Капелла |0,2 |G0 |-0,5 |120 |45 |
|Арктур |0,2 |K0 |0,0 |76 |36 |
|Ригель |0,3 |B8 |-6,2 |~2300|~650 |
| | | | |0 | |
|Процион |0,5 |F5 |2,8 |5,8 |11,3 |
|Ахернар |0,6 |B5 |-2,6 |~800 |~140 |
|( |0,9 |B1 |-3,1 |~1300|~200 |
|Центавра | | | | | |
|Cолнце |-26,72 |G4 |4,8 |1 |8 сек.|
Таблица 5: десять самых близких звезд и Солнце.
|Название |Видима|спектр|Абсолют|Светимо|Расст. |
| |я |альный|ная |сть |в |
| |звездн|класс |звездна| |световы|
| |ая | |я | |х годах|
| |величи| |величин| | |
| |на | |а | | |
|( Центавра |0,3 |G0 |4,7 |1,0 |4,3 |
|A | | | | | |
|( Центавра |1,7 |K5 |6,1 |0,28 |4,3 |
|B | | | | | |
|( Центавра |11 |M5e |15,4 |5,2*10-|4,3 |
|C | | | |5 | |
|Звезда |9,5 |M5 |13,2 |4,0*10-|6,0 |
|Барнарда | | | |4 | |
|Вольф 359 |13,5 |M6e |16,6 |1,7*10-|7,7 |
| | | | |5 | |
|Люйтен- |12,5 |M6e |16,6 |4*10-4 |7,9 |
|726-8 A | | | | | |
|Люйтен- |13,0 |M6e |15,6 |3*10-4 |7,9 |
|726-8 B | | | | | |
|Лаланд |7,5 |M2 |10,5 |4,8*10-|8,2 |
|21185 | | | |3 | |
|Сириус A |-1,6 |A0 |1,3 |23 |8,7 |
|Сириус B |7,1 |Б. |10,0 |8*10-3 |8,7 |
| | |Карлик| | | |
|Cолнце |-26,72|G4 |4,8 |1 |8 сек. |
Из этих двух таблиц хорошо видно, что видимая звездная величина не
зависит ни от расстояния ни от светимости по отдельности, а только от их
совокупности.
5 Температура звезд и способы ее нахождения.
Способы определения температуры поверхности звезд весьма разнообразны и
они проверяют друг друга, температура ядра звезды находится только исходя
из сложных теоретических расчетов, и достигает нескольких миллионов
градусов. Результаты применения разных способов хорошо сходятся друг с
другом (см. Температуры в табл. Звездных спектров). Температуры звезд
можно измерять, улавливая получаемое от них тепло (и зная расстояние) с
помощью термоэлементов; вычислять их по размеру и светимости звезд;
вычислять по спектру, который дает информацию о химическом составе и
степени ионизации газов (каждый газ имеет свою температуру ионизации,
получаемую экспериментально).
6 Скорости звезд.
1 Измерение скорости.
Для большинства звезд никакого перемещения заметить не удается, потому
что они слишком далеки от нас, а наблюдения, хоть и проводились несколько
тысячелетий назад (Египет, Рим, Греция, Китай...), но были недостаточно
точны и почти не сохранились до наших дней.
Рисунок 2: Наблюдаемая и ненаблюдаемая скорость звезды.
[pic]
Для определения скорости звезд в наше время используются фотографии
неба, которые очень удобно сравнивать друг с другом. Также наблюдаемая
скорость звезд зависит от направления реальной скорости (см. рисунок).
Для определения не наблюдаемой скорости используется метод спектрального
анализа. Если источник колебаний (в данном случае световых) движется
относительно нас, то длина волны этих колебаний, как они воспринимаются
нами, меняется - при сближении укорачивается (смещается к фиолетовому
концу спектра), при удалении увеличивается (смещается к красному концу
спектра), то же самое относится и к приближающемуся или удаляющему краю
звезды. Невооруженным глазом это смещение почти незаметно, однако линии в
спектре смещаются по формуле u=c (Dl/l) ,где u - скорость источника, c -
скорость света, Dl- изменение частоты, l - нормальная длина волны (закон
Доплера). Соединяя полученные значения для наблюдаемой и не наблюдаемой
скоростей можно сделать вывод не только о скорости, но и о направлении
движения звезды. К настоящему времени определены наблюдаемые скорости для
100000 звезд и ненаблюдаемые для 7000. Это связано с тем, что при
определении наблюдаемых скоростей большую роль играет расстояние и сама
скорость, а для расчета ненаблюдаемых — видимая звездная величина,
которой определяется возможность получить достаточно четкий спектр.
7 Размеры звезд.
Очевидно, что методы определения размеров планет к звездам не подходят,
в связи с тем, что дисков большинства звезд не видно даже в самые мощные
телескопы. Но удалось визуально измерить диаметр для небольшого
количества звезд. Впервые это было сделано в 1920 году для звезды
Бетельгейзе в созвездии Ориона.
Однако существуют косвенные методы определения размеров звезд по их
светимости. Поскольку звезду можно представить как абсолютно черное тело,
то закон излучения ей энергии в разных частях спектра известен. Если
знать температуру (п.4) звезды и ее светимость (п.3), то можно вычислить
полную энергию, испускаемую звездой. Одновременно для нее, как для
абсолютно черного тела можно вычислить полную энергию, испускаемую с
единицы поверхности (по закону Стефана - Больцмана E~T4). Таким образом,
зная одновременно и удельную и полную энергию можно вычислить площадь
поверхности звезду, а из нее, учитывая, что звезда — это шар и ее
диаметр.
Размеры звезд существенно различаются между собой между собой:
существуют карлики (они, как правило, белые и горячие), гиганты (красные
и холодные) и обычные звезды, которых большинство.
1 Белые карлики.
Белые карлики — предположительно результат эволюции звезд типа Солнца
имеют массу примерно равную массе Солнца и не превышающую 1,2 массы
Солнца, радиус в 100 раз меньше солнечного, и, следовательно, плотность в
1 млн. раз больше солнечной. Вещество белых карликов находится в
состоянии вырожденного газа, при котором давление внутри звезды не
зависит от температуры, а зависит только от плотности (поэтому на
диаграмме спектр - светимость невозможно определить светимость БК по их
температуре); но зато их масса зависит от радиуса (масса обратно
пропорциональна радиусу). Классическим примеров белого карлика является
Сириус B.
2 Нормальные звезды (звезды основной последовательности).
Нормальные звезды составляют большинство звезд нашей галактики, в том
числе и Солнце
3 Красные гиганты.
Красные гиганты — это предположительно промежуточная ступень эволюции
межу нормальными звездами и белыми карликами. Их масса составляет
примерно 10-100 масс Солнца (если они результат эволюции, то остается
загадкой, откуда они берут недостающую массу), радиус 30-300 радиусов
Солнца. Предположительно ядром КГ является БК, который занимает примерно
1% от его размеров и 25% от его массы.
8 Масса звезд; двойные звезды.
С
| |  скачать работу |
Измерение количественных и качественных характеристик звезд |
