Визначення відстаней до зір. Їх основні характеристики

Реферат на тему: ВИЗНАЧЕННЯ ВІДСТАНЕЙ ДО ЗІР. ЇХ ОСНОВНІ ХАРАКТЕРИСТИКИ Зорi — найпоширенiший тип небесних тiл у Всесвiтi. Зiр до 6-ї зоряної величини налiчується близько 6000, до 11-ї зоряної величини приблизно мiльйон, а до 21-ї зоряної величини їх на всьому небi близько 2 млрд. Усi вони, як i Сонце, є розжареними самосвiтними газовими кулями, в надрах яких видiляється колосальна енергiя. Однак зорi навiть у найсильнiшi телескопи видно як свiтнi точки, бо вони знаходяться дуже далеко вiд нас. 1. Рiчний паралакс i вiдстанi до зiр. Радiус Землi виявляється надто малим, щоб бути базисом для вимiрювання паралактично­го змiщення зiр i для визначення вiдстаней до них. Ще в часи Коперника було зрозумiло, що коли Земля справдi обертається навколо Сонця, то видимi положення зiр на небi повиннi змiню­ватися. За пiвроку Земля перемiщується на величину дiаметра своєї орбiти. Напрями на зорю з протилежних точок цiєї орбiти мають розрiзнятися. Інакше кажучи, у зiр повинен бути помiтний рiчний паралакс (мал. 72). Рiчним паралаксом зорi р називається кут, пiд яким iз зорi можна було б бачити велику пiввiсь земної орбiти (що дорiв­нює 1 а. о.), перпендикулярну до променя зору. Чим бiльша вiдстань І) до зорi, тим менший її паралакс. Паралактичне змiщення положення зорi на небi протягом року вiдбувається по малому елiпсу або колу, якщо зоря знаходиться в полюсi еклiптики (див. мал. 72). Коперник намагався, але не змiг виявити паралакс зiр. Вiн правильно твердив, що зорi надто далеко вiд Землi, щоб iснуючи­ми тодi приладами можна булопомiтити їх паралактичне змi­щення. Мал. Рiчнi паралакси зiр Надiйно вимiряти рiчний па­ралакс зорi Веги вперше вда­лося в 1837 р. росiйському ака­демiку В. Я. Струве. Майже одночасно з ним в iнших краї­нах визначили паралакси ще двох зiр, однiєю з яких була « Центавра. Ця зоря, яку в СРСР не видно, виявилася найближчою до нас, її рiчний паралакс р = 0,75". Пiд таким кутом неозброєному оку видно дротинку товщиною 1 мм з вiд­станi 280 м. Не дивно, що так довго не могли помiтити в зiр настiльки малi кутовi змiщення. ": 0,75" = 270 000 а. о. Свiтло проходить цю вiдстань за 4 роки, тодi як вiд Сонця до Землi воно йде лише 8 хв, а вiд Мiсяця — близько 1, с. Парсек — вiдстань, на яку велику пiввiсь земної орбiти, пер­пендикулярну до променя зору, видно пiд кутом І". Вiдстань у парсеках дорiвнює оберенiй величинi рiчного пара­лакса, вираженого в секундах дуги. Наприклад, вiдстань до зорi а Центавра дорiвнює 0,75" (3/4")> або 4/3 пк. 1 парсек = 3,26 свiтлового року = 206265 а. о. = 3 • 1013 км. У наш час вимiрювання рiчного паралакса є основним спосо­бом визначе'ння вiдстаней до зiр. Паралакси вимiряно вже для дуже багатьох зiр. Вимiрюванням рiчного паралакса можна надiйно визначити вiдстанi до зiр, що знаходяться не далi 100 пк, або 300 свiтлових рокiв. 2. Видима й абсолютна зоряна величина. Свiтнiсть зiр . Пiсля того як астрономи дiстали можливiсть визначати вiдстанi до зiр, було встановлено, що зорi вiдрiзняються за видимою яскравiстю не тiльки через рiзнi L вiдстанi до них, а й через рiзну свiтнiсть. Свiтнiстю зорi L називається потужнiсть випромiнювання свiт­лової енергiї порiвняно з потужнiстю випромiнювання свiтла Сонцем. Якщо двi зорi однакової свiтностi, то зоря, що знаходиться далi вiд нас, має меншу видиму яскравiсть. Порiвнювати зорi за свiтнiстю можна лише в тому разi, якщо розрахувати їхню видиму яскравiсть (зоряну величину) для однiєї i тiєї самої стандартної вiдстанi. Такою вiдстанню в астрономiї прийнято вважати 10 пк. Видима зоряна вецичица, яку мала б зоря, якби знаходилася вiд нас на стандартнi вiдстан D0 = 10 пк, дiстала назву абсо­лютної зоряної величини М. Розглянемо кiлькiсне спiввiдношення видимої й абсолютної зоряних величин зорi при вiдомiй вiдстанi О до неї (або її паралаксi р ). Пригадаємо спочатку, що рiзниця 5 зоряних величин вiд­повiдає вiдмiнностi яскравостi рiвно в раз. Отже, рiзниця видимих зоряних величин двох джерел дорiвнює одиницi, якщо одне з них яскравiше за друге рiвно в ^100 раз (ця величина приблизно дорiвнює 2,512). Чим яскравiше джере­ло, тим його видима зоряна величина вважається меншою. У за­гальному випадку вiдношення видимої яскравостi двох будь-яких зiр I 1 : I 2 пов'язане з рiзницею їх видимих зоряних величин m11 І1 : І2 = Нехай m — видима зоряна величина зорi, яка знаходиться на вiдстанi D. Якби вона спостерiгалася з вiдстанi D0 = 10 пк, її видима зоряна величина m0 за означенням дорiвнювала б абсо­лютнiй зорянiй величинi М. Тодi її позiрна яскравiсть змiни­лась би. де р тобто для Сонця M- » 5 © L = 2,5125- M , абоL = 0,4 (5 - M) Вивчення зiр показує, що за свiтнiстю вони можуть вiдрiзня­йся в десятки мiльярдiв раз. У зоряних величинах ця рiзниця досягає 26 одиниць. , Абсолютнi величини зiр дуже високої свiтностi вiд'ємнi й досягають М = - 9. Такi зорi називаються гiгантами i надгiгантами. Випромiнювання зорi 5 Золотої Риби потужнiше за випромiнювання нашого Сонця в 500000 раз, її свiтнiсть L = 500000; Найменшу потужнiсть випромiнювання мають карлики , М= + 17 (L = 0,000013). 3. Колiр, спектри й температура зiр. Пiд час спостережень ви звернули увагу на те, що зорi мають рiзний колiр, добре помiтний / найяскравiших з них. Колiр тiла, яке нагрiвається, у тому числi й зорi, залежить вiд його температури. Це дає можливiсть визна­чити температуру зiр розподiлом енергiї в їх неперервному спектрi. Колiр i спектр зiр пов'язанi з їхньою температурою. У порiв­няно холодних зiр переважає випромiнювання в червонiй дiлянцi спектра, тому вони й мають червонуватий колiр. Температура чер­воних зiр низька. Вона пiдвищується послiдовно з переходом вiд червоних зiр до оранжевих, потiм до жовтих, жовтуватих, бiлих i голубуватих. Спектри зiр дуже рiзноманiтнi. Вони подiленi на класи, якi позначають латинськими буквами й цифрами (див. заднiй форзац). У спектрах холодних червоних зiр класу М з температурою близько 3000 К видно смуги поглинання найпро­стiших двохатомних молекул, найчастiше оксиду титану. У спект­рах iнших червоних зiр переважають оксиди вуглецю або цирко­нiю. Червонi зорi першої величини класу М — Антарес, Бетельгейзе. У спектрах жовтих зiр класу О, до яких належить i Сонце (з температурою 6000 К на поверхнi),, переважають тонкi лiнiї металiв: залiза, кальцiю, натрiю та iн. Зорею типу Сонця за спект­ром, кольором i температурою є яскрава Капелла в сузiр'ї Вiз­ничого. У спектрах найгарячiших, голубуватих зiр з температурою близько 30000 К видно лiнiї нейтрального та iонiзованого гелiю. Температури бiльшостi зiр перебувають у межах вiд 3000 до 30000 К. У небагатьох зiр температура досягає близько 100000 К. Таким чином, спектри зiр дуже вiдрiзняються один вiд одно­го i за ними можна визначити хiмiчний склад атмосфер зiр. Вив­чення спектрiв показало, що в атмосферах усiх зiр переважають водень i гелiй. Вiдмiнностi зоряних спектрiв пояснюються не стiльки рiзнома­нiтнiстю їхнього хiмiчного складу, скiльки вiдмiннiстю температури та iнших фiзичних умов у зоряних атмосферах. При високiй температурi молекули розпадаються на атоми. При ще вищiй температурi руйнуються менш мiцнi атоми, вони перетворюються в iони, втрачаючи електрони. Іонiзованi атоми багатьох хiмiчних елементiв, як i нейтральнi атоми, випромiнюють i поглинають енер­гiю певних довжин хвиль. Порiвнянням iнтенсивностi лiнiй погли­нання атомiв та iонiв одного й того самого хiмiчного елемента теоретично визначають їх вiдносну кiлькiсть. Вона є функцiєю температури. Так, за темними лiнiями спектрiв зiр можна визна­чити температуру їхнiх атмосфер. У зiр однакових температури i кольору, але рiзної свiтностi спектри загалом однаковi, проте можна помiтити вiдмiнностi у вiдносних iнтенсивностях деяких лiнiй. Це вiдбувається тому, що при однаковiй температурi тиск у їхнiх атмосферах рiзний. Наприклад, в атмосферах зiр-гiгантiв тиск менший, вони бiльш розрiдженi. Якщо виразити цю залежнiсть графiчно, то за iнтен­сивнiстю лiнiй можна знайти абсолютну величину зорi, а далi за формулою (4) визначити вiдстань до неї. Приклад розв'язування задачi Задача. Яка свiтнiсть зорi x Скорпiона, якщо її видима зоряна величина 3, а вiд­стань до неї 7500 св. рокiв? Розв’язання lgL =0,4 (5 - M). D = 7500 св. рокiв M = m + 5 – 5 lgD, де D вираження в парсеках Dпк = 7500 св. рокiв: 3,26 си. рокiв = 2300 пк. L – ? Тодi М = 3 + 5 – 5 lg 2,3 x 103 = - 8,8. lgL = 0,4 [5 – (-8,8)] = 5,52. Звiдси L = 3,3 x 105 .