2020-06-10
460
| Вселенная,конечно, бесконечна | Какие объекты, наблюдаемые на небе Вы знаете? Как Вы понимаете, что такое звезда? Какая звезда ближе всего находится к Земле? Во всех системах, в т.ч. К. Птолемея (150г) и даже Н. Коперника (1543г) - на сфере звезды неподвижны, только у Н. Коперник она дальше удалена. Но уже в 1610г Г.Галилей, разглядев в Млечном Пути множество звезд, говорит, что они находятся на разном расстояние от Земли. В 1728г Дж. Брадлей (Англия), производя измерения координат γ Дракона с 14 декабря 1725г по 14 декабря 1726г определяет, что звезда описала эллипс с большой полуосью 20,5". Еще в течение года проверил на других звездах Þ вывод тот же, ® все звезды в течение года описывают на небе эллипсы, - что доказывает годичное движение Земли вокруг Солнца [открыл аберрацию, 1726г]. Это была первая в мире попытка определения параллакса звезды и впервые в качестве базиса использовал R земной орбиты, который равен 146,9 млн.км = 1 а.е. (астрономической единице). Как определить расстояние до звезд? | |
|
| ||
| 1 способ (параллактический) = БАЗИС=1а.е (т.е. радиус земной орбиты) | ||
|
| Годичным параллаксом звезды называется угол, под которым со звезды можно было бы видеть большую полуось земной орбиты, перпендикулярную направлению на звезду. Из Δ видно, что r=a/sinπ Так как для звезд угол π очень мал (< 1˝), то переходим к радианной мере (стр49) 1 рад =206265˝, тогда r=206265"a/π =206265"/π а.е. Расстояние до звезды, которое соответствует параллаксу = 1˝ - называют парсеком, тогда r=1/π. | |
| Из формулы видно, что: 1пк = 206265а.е. =206265*149,6*106км =3,08*1013км 1св.г. = 3*105км/с*365,25*24*3600с = 9,46*1012км 1 пк = 3,08*1013км/ 9,46*1012км = 3,26св.лет 1кпк (килопарсек) = 103пк1Мпк (мегапарсек) = 106пк Впервые параллакс был измерен к 8 февраля 1837г русским астрономом Василий Яковлевич Струве (1793-1864). После 17 измерений звезды Вега он определил ее параллакс в 0,125". 8 августа был запущен астрономический спутник «Гиппарх» (HIPPARCOS, ЕКА). | ||
| Задача: Определите расстояние до Веги (а Лиры), найденное В.Я. Струве, в парсеках и световых годах. | ||
II Способ (визуальный) = через блеск (яркость) звезд и звездные величины.
Глядя на звездное небо видим, что яркость звезд неодинакова - поэтому Гиппарх к 126 г до НЭ, составляя каталог на 1008 звезд, вводит понятие звездной величины. Самые яркие обозначал 1m, еле заметные - 6 m, считая, что они отличаются размером. Позже выяснилось, что звездная величина характеризуется не размерами, а БЛЕСКОМ (яркостью) - освещенность, создаваемая звездой на Земле. Но шкалу Гиппарха сохранили. Причем звезды 1 m оказались в 100 раз ярче 6 m.
Обозначим X - разность в блеске на одну звездную величину, тогда X6-1=100 → X5=100, логарифмирует по основанию 10 и получим 5lg X=20, или lgX=0,4, тогда X=2,512.
Возьмем две произвольные звезды. Для 1-й звезды обозначим звездную величину m1 и блеск I1 , а для второй обозначим m2, I2. Тогда, как установил в 1850г английский астроном Н.Р. Погсон I1/I2=2,512m2-m1 Блеск звезд и звездная величина бывает разная, даже отрицательная. Так самая яркая звезда неба Сириус имеет m=-1,46 m, Солнце m¤ =-26,58m.
Но видимая звездная величина ничего не говорит о светимости звезды, так как они находятся на разном расстоянии от нас. Для характеристики светимости (мощности излучения) применяют понятие абсолютной звездной величины (М) - видимой звездной величины звезды с расстояния в 10 пк. C 10 пк Солнце выглядело бы как звезда 4,8m. Если звезда имеет видимую звездную величину m, а абсолютную М, то из формулы Погсона получим I/I0=2,512М-m. Поскольку освещенность обратно пропорциональна квадрату расстояния, то из I/I0=r02/r2 или I/I0=102/r2 получим 102/r2=2,512M-m, откуда логарифмируя получим M=m+5-5 lgr.
Пространственная скорость звезд.
В 720г И. Синь (Китай) впервые высказывает догадку о перемещении звезд. Дж. Бруно также утверждал, что звезды движутся.
В 1718г Э. Галлей (Англия) открывает собственное движение звезд, исследуя и сравнивая каталоги Гиппарха (125г до НЭ) и Дж. Флемстида (1720г) установил, что за 1900 лет некоторые звезды переместились почти на 10 (например Процион - a М. Пса).
К концу 18 века измерено собственное движение 13 звезд, а В. Гершель в 1783г открыл, что Солнце также движется в пространстве.
|
| Пусть m - угол, на который сместилась звезда за год (собственное движение - "/ год). Из рисунка по теореме Пифагора υ= √(υr2+υτ2), где υr- лучевая скорость (по лучу зрения), а υτ- тангенциальная скорость (^ лучу зрения). Так как r = a /π, то с учетом смещения m ® r.m = a .m/π; но r.m/ 1год=u, тогда подставляя числовые данные получим тангенциальную скорость υτ =4,74.m/π (форм. 43) Лучевую скорость υr определяют по эффекту Х. Доплера(Австрия), установившего в 1842г, что длина волны источника изменяется в зависимости от направления движения. υr =∆λ.с/λо. |
 Приближение источника - смещается к Фиолетовому (знак "-").
Удаление источника - смещается к Красному (знак "+").
| |
| Первым измерил лучевые скорости нескольких ярких звезд в 1868г У. Хеггинс (Англия). | |
Самая быстро перемещающаяся по небу звезда ß Змееносца (летящая Барнарда, открыта в 1916г Э. Барнард (США)), m =9,57m, r =1,828 пк, m =10,31", красный карлик. Ее лучевая скорость=106,88км/с, пространственная (под углом 38°)=142км/с. После измерения собственных движений > 50000 звезд, выяснилось, что самая быстрая звезда неба в созвездии Голубя (m Col) имеет пространственную скорость=583км/с.
Физическая природа звезд.
| 1. Спектры звезд | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
Исаак Ньютон (1643-1727) в 1665г разложил свет в спектр и объяснил его природу. | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| В 1959г Г. КИРХГОФ, работая вместе с Р. БУНЗЕН с 1854г, открыли спектральный анализ, назвав спектр непрерывным и сформулировали законы спектрального анализа, что послужило основой возникновения астрофизики: | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Спектры звезд – это их паспорт с описанием всех звездных закономерностей. По спектру звезды можно узнать ее светимость, расстояние до звезды, температуру, размер, химический состав ее атмосферы, скорость вращения вокруг оси, особенности движения вокруг общего центра тяжести. | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
| |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| 2. Цвет звезд | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| ЦВЕТ - свойство света вызывать определенное зрительное ощущение в соответствии со спектральным составом отражаемого или испускаемого излучения. Свет разных длин волн l возбуждает разные цветовые ощущения: | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| от 380 до 470 нм имеют фиолетовый и синий цвет, от 470 до 500 нм — сине-зеленый, от 500 до 560 нм — зеленый, | от 560 до 590 нм — желто-оранжевый, от 590 до 760 нм — красный. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Однако цвет сложного излучения не определяется однозначно его спектральным составом. | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| В начале 20-го столетия (1903—1907гг) Эйнар Герцшпрунг (1873-1967, Дания) первым определяет цвета сотен ярких звезд. | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
| |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| 3. Температура звезд | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Непосредственно связана с цветом и спектральной классификацией. Первое измерение температуры звезд произведено в 1909г германским астрономом Ю. Шейнер. Температура определяется по спектрам с помощью закона Вина [ λ max.Т=b, где b=0,2897*107Å.К - постоянная Вина]. Температура видимой поверхности большинства звезд составляет от 2500 К до 50000 К. Хотя например недавно открытая звезда HD 93129A в созвездии Кормы имеет температуру поверхности 220000 К! Самые холодные - Гранатовая звезда (m Цефея) и Мира (o Кита) имеют температуру 2300К, а e Возничего А - 1600 К. | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
| |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| 4. Спектральная классификация | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| В 1862г Анжело Секки (1818-1878, Италия) дает первую спектральную классическую звезд по цвету, указав 4 типа: Белые, Желтоватые, Красные, Очень красные | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Гарвардская спектральная классификация впервые была представлена в Каталоге звездных спектров Генри Дрэпера (1884г), подготовленного под руководством Э. Пикеринга. Буквенное обозначение спектров от горячих к холодным звездам выглядит так: O B A F G K M. Между каждыми двумя классами введены подклассы, обозначенные цифрами от 0 до 9. К 1924г классификация окончательно была установлена Энной Кэннон. | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
| |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| 5. Химический состав звезд | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Определяется по спектру (интенсивности фраунгоферовых линий в спектре).Разнообразие спектров звезд объясняется прежде всего их разной температурой, кроме того вид спектра зависит от давления и плотности фотосферы, наличием магнитного поля, особенностями химического состава. Звезды состоят в основном из водорода и гелия (95-98% массы) и других ионизированных атомов, а у холодных в атмосфере присутствуют нейтральные атомы и даже молекулы. | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
| |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| 6. Светимость звезд | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Звезды излучают энергию во всем диапазоне длин волн, а светимость L=σ T44πR2 - общая мощность излучения звезды. L¤ = 3,876*1026Вт/с. В 1857г Норман Погсон в Оксфорде устанавливает формулу L1/L2=2,512М2-М1. Сравнивая звезду с Солнцем, получим формулу L/L ¤ =2,512 М ¤ -М, откуда логарифмируя получим lgL=0,4 (M ¤ -M) Светимость звезд в большинстве 1,3.10-5L¤<L<5.105L¤. Большую светимость имеют звезды-гиганты, звезды малой светимости - звезды-карлики. Наибольшей светимостью обладает голубой сверхгигант - звезда Пистолет в созвездии Стрельца - 10000000 L¤! Светимость красного карлика Проксимы Центавра около 0,000055 L¤. | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
| |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| 7. Размеры звезд - существует несколько способов их определения: | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| 1) Непосредственное измерение углового диаметра звезды (для ярких ≥2,5m, близких звезд, >50 измерено) с помощью интерферометра Майкельсона. Впервые измерен угловой диаметр α Ориона- Бетельгейзе 3декабря 1920г = Альберт Майкельсон и Франсис Пиз. | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| По своим размерам, звезды делятся ( название: карлики, гиганты и сверхгиганты ввел Генри Рессел в 1913г, а открыл их в 1905г Эйнар Герцшпрунг, введя название "белый карлик"), введены с 1953 годана:
Размеры звезд колеблются в очень широких пределах от 104 м до 1012 м. Гранатовая звезда m Цефея имеет диаметр 1,6 млрд. км; красный сверхгигант e Возничего А имеет размеры в 2700R¤ - 5,7 млрд. км! Звезды Лейтена и Вольф-475 меньше Земли, а нейтронные звезды имеют размеры 10 - 15 км. | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| 8. Масса звезд - одна из важнейших характеристик звезд, указывающая на ее эволюцию, т.е. определяет жизненный путь звезды. | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Способы определения: 1. Зависимость масса-светимость, установленная астрофизиком А.С. Эддингтон (1882-1942, Англия). L≈m3,9 2. Использование 3 уточненного закона Кеплера, если звезды физически двойные (§26) Теоретически масса звезд 0,005M¤ (предел Кумара 0,08M¤)<M<150M¤, причем маломассивных звезд существенно больше, чем тяжеловесных, как по количеству, так и по общей доле заключенного в них вещества (M¤=1,9891×1030кг (333434 масс Земли)≈2.1030кг). | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Самые легкие звезды с точно измеренной массой находятся в двойных системах. В системе Ross 614 компоненты имеют массы 0,11 и 0,07 M¤. В системе Wolf 424 массы компонентов составляют 0,059 и 0,051 M¤. А у звезды LHS 1047 менее массивный компаньон весит всего 0,055 M¤. Обнаружены "коричневые карлики" с массами 0,04 - 0,02 M¤. | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| 9. Плотность звезд - находится ρ=М/V=M/(4/3πR3) | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Хотя массы звезд имеют меньший разброс, чем размеры, но плотности их сильно различаются. Чем больше размер звезды, тем меньше плотность. Самая маленькая плотность у сверхгигантов: Антарес (α Скорпиона) ρ=6,4*10-5кг/м3, Бетельгейзе (α Ориона) ρ=3,9*10-5кг/м3.Очень большие плотности имеют белые карлики: Сириус В ρ=1,78*108кг/м3. Но еще больше средняя плотность нейтронных звезд. Средние плотности звезд изменяются в интервале от 10-6 г/см3 до 1014 г/см3 - в 1020 раз! | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
| |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Самые-самые звезды. | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
| |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| II. Закрепление материала: | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| 1. Задача 1: Светимость Кастора (а Близнецы) в 25 раз превосходит светимость Солнца, а его температура 10400К. Во сколько раз Кастор больше Солнца? | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Распределение цветов в спектре = К О Ж З Г С Ф = запомнить можно например по тексту: Как однажды Жак Звонарь городской сломал фонарь.
