Видимые звездные величины

Задания по астрономии для групп №26,27,22.

Выполнять задания в рабочей тетради, перед выполнением работы и на каждой последующей странице указать свою фамилию и номер группы, фотоотчет прислать в сообщения группы.

Тема Звезды: основные физико-химические характеристики и их взаимная связь. Разнообразие звездных характеристик и их закономерности. Определение расстояния до звезд, параллакс. Внесолнечные планеты.

Измерение расстояний до звезд

Звезды находятся в миллионы раз дальше, чем Солнце, поэтому горизонтальные параллаксы звезд соответственно в миллионы раз меньше, и измерить такие малые углы еще никому не удавалось. Для измерения расстояний до звезд астрономы вынуждены определять годичные параллаксы, связанные с орбитальным движением Земли вокруг Солнца (рис. 13.1).

Рис. 13.1. Годичный параллакс определяет угол, под которым было бы видно от звезды большую полуось земной орбиты (1 а. е.) в перпендикулярном к лучу зрения направлении

В точке С находится Солнце; А, В — положение Земли на орбите с интервалом 6 месяцев; ВС = 1 а. е. — расстояние от Земли до Солнца (большая полуось земной орбиты); S — звезда, до которой нужно определить расстояние; угол BSC = р — годичный параллакс звезды.

Расстояние от Земли до звезды определяется из прямоугольного треугольника CBS:

(13.1)

Годичный параллакс можно измерять только в течение нескольких месяцев, пока Земля, а вместе с ней и телескоп, двигаясь вокруг Солнца, не переместится в космическом пространстве.

Годичные параллаксы звезд астрономы пытались определять еще во времена Коперника, что могло стать неоспоримым доказательством обращения Земли вокруг Солнца и подтверждением гелиоцентрической системы мира. Но только в 1837 г. В. Струве в Пулковской астрономической обсерватории (Россия) определил годичный параллакс звезды Вега (Лиры). Самый большой параллакс у ближайшей к нам звезды Проксимы Кентавра р = 0,76", но ее в Европе не видно. Из ярких звезд, которые можно наблюдать в Украине, ближе всего к нам находится звезда Сириус (Большого Пса), годовой параллакс которой р = 0,376".

Расстояние до звезд измеряют в световых годах (см. § 1), но в астрономии еще используют единицу парсек (пк) — расстояние, для которого годичный параллакс р = 1" (парсек — сокращение от параллакс-секунда).

(13.2)

Соотношение между парсеком и световым годом следующее: 1 пк 3,26 св. года. Если годичный параллакс измеряется угловыми секундами, то расстояние до звезд в парсеках можно выразить следующей формулой:

(13.3)

Видимые звездные величины

Впервые термин звездная величина был введен для определения яркости звезд во II в. до н. э. греческим астрономом Гиппархом. Тогда астрономы полагали, что звезды находятся на одинаковом расстоянии от Земли, поэтому их яркость зависит от размеров этих светил. Сейчас мы знаем, что звезды даже в одном созвездии располагаются на разных расстояниях (рис. 2.2), поэтому видимая звездная величина определяет только некоторое количество энергии, которую регистрирует наш глаз за какой-то промежуток времени. Гиппарх разделил все видимые звезды по яркости на 6 своеобразных классов — 6 звездных величин. Самые яркие звезды были названы звездами первой звездной величины, более слабые — второй, а самые слабые, еле видные на ночном небе,— шестой. В XIX в. английский астроном Н. Погсон (1829—1891) дополнил определение звездной величины еще одним условием: звезды первой звездной величины должны быть в 100 раз ярче звезды шестой величины (рис. 13.2).

Рис. 13.2. Звезды вблизи Полярной, которые используют как стандарт для определения видимых звездных величин

Видимую звездную величину обозначают буквой т. Для любых звездных величин, будет справедливо такое отношение их яркости Е ₁ и Е ₂:

(13.4)

Видимая звездная величина m определяет количество света, попадающего от звезды в наши глаза. Самые слабые звезды, которые еще можно увидеть невооруженным глазом, имеют звездную величину m = +6 ^m. Уравнение (13.4) называют формулой Погсона. Яркость Е фактически определяет освещенность, создаваемую звездой на поверхности Земли, поэтому величину Е можно измерять люксами — единицами освещенности, применяющимися в физике. Согласно формуле (13.4), если разница звездных величин двух светил равна единице, то отношение яркости будет ~2,512.

Для определения видимых звездных величин небесных светил астрономы приняли за стандарт так называемый северный полярный ряд — это 96 звезд вокруг Северного полюса мира. Самая яркая среди них — Полярная, имеет звездную величину m = +2 ^m (рис. 13.2). Относительно этого стандарта слабые звезды, которые еще можно увидеть невооруженным глазом, имеют звездную величину +6 ^m, в бинокль видны звезды до +8 ^m, в школьный телескоп видны светила до +11 ^m, а при помощи самых больших телескопов современными методами можно зарегистрировать слабые галактики до +28m. Очень яркие небесные светила имеют отрицательную звездную величину. Например, самая яркая звезда нашего неба Сириус имеет видимую звездную величину m = -1,6 ^m, для самой яркой планеты Венеры m = -4,5 ^m, а для Солнца m = -26,7 ^m.