Если предположить, что расстояние до звезды обратно пропорционально расстоянию до звезды. её годичному параллаксу, мы получаем формулу, с помощью которой можно рассчитать абсолютное звёздную абсолютная яркость ближайших к нам звезд.
определения расстояния до звезд методом годичного параллакса
Радиус Земли оказался слишком мал, чтобы служить основой для измерения параллактичРадиус Земли слишком мал, чтобы служить основой для измерения смещения звезд и определения расстояния до них. Уже во времена Коперника было ясно, что видимое положение звезд на небе должно меняться по мере движения Земли в пространстве вокруг Солнца. Земля проходит диаметр своей орбиты за полгода. Направления на звезду на двух концах этого орбитального диаметра должны измениться на величину параллактичсмещения. Другими словами, звезды должны обладать поразительной годичный параллакс. Годичным параллаксом p — это угол, под которым звезда видна вдоль большой полуоси орбиты Земли (1 AU), когда она перпендикулярна линии визирования (рис. 79).
Чем больше расстояние D до звезды, тем меньше ее параллакс (рис. 79). Изменение положения звезды на небе в течение года происходит по небольшому эллипсу или окружности, когда звезда находится на полюсе эклиптики (см. рис. 79).
Рис. 79. Годичные параллаксы звезд.
Для определения годичного параллакса Они измеряют направление на звезду в разное время, когда Земля находится в разных точках своей орбиты. Параллакс легче измерить, когда время наблюдений разделено примерно полугодом. За это время Земля перемещает наблюдателя на расстояние, равное диаметру ее орбиты.
Звездный параллакс долгое время не удавалось обнаружить, и Коперник справедливо утверждал, что звезды находятся слишком далеко от Земли, чтобы их можно было определить с помощью имевшихся в то время приборов. параллактич(Вычислите, на сколько больше диаметр орбиты Земли. (Вычислите, насколько увеличился диаметр орбиты Земли). годичного параллакса является важнейшим методом определения расстояний до звезд и уже измерен параллаксы для нескольких тысяч звезд.
Впервые годичный параллакс Диаметр звезды был надежно измерен в 1837 году выдающимся русским ученым В.Я. Струве. годичный параллакс Звезды Веги. Почти одновременно с этим другие параллаксы две другие звезды. Одним из них был Кентавр. Эта звезда не видна в южном полушарии неба и в Советском Союзе. Похоже, что это была самая близкая к нам звезда….. с годичным параллаксом р = 0,75″. Под таким Провод диаметром 1 мм можно увидеть невооруженным глазом с расстояния 280 м, что неудивительно, что так Звезды уже давно не видят столь малых угловых смещений.
Расстояние от звезды
Где a — полуось орбиты Земли. Если мы примем α за единицу и предположим, что для малых углов.
D = 206 265″: 0,75″ = 270 000 AU. Свет преодолевает расстояние до ближайшей звезды А Центавра за 4 года, в то время как от Солнца до Земли — всего 8 минут, а от Луны — около 1 секунды.
Расстояния до звезд удобно указывать в парсеках (pc).
Парсек — это расстояние, с которого полуось орбиты Земли видна перпендикулярно линии визирования под углом 1″. Расстояние в парсеках равно обратной величине годичного параллакса, выражается в секундах дуги. Например, расстояние до звезды а Центавра составляет 0,75″ (3/4″) или 4/3 пк.
1 парсек = 3,26 световых лет = 3 — 10 13 км.
Измерением годичного параллакса Можно надежно определить расстояние до звезд, удаленных от нас не более чем на 100 пк или 300 световых лет. Расстояния до более удаленных звезд теперь определяются другими методами (см. § 24.1).
Определения расстояния до звезд методом годичного параллакса
Методы определения расстояний до звезд
Годичный параллакс
Видимое движение ближайшей звезды на фоне очень далеких звезд идет по эллипсу с периодом 1 год и отражает движение наблюдателя с Земли вокруг Солнца. Небольшой эллипс, описываемый звездой, называется параллактичУгловая мера эллипса. В угловом измерении полуось этого эллипса равна углу, под которым главная ось земной орбиты, перпендикулярная направлению на звезду, видна от звезды. Этот угол называется годичным параллаксом ( π ).
Вариационные смещения звезд служат неоспоримым доказательством того, что Земля вращается вокруг Солнца. Расстояния до звезд определяются их годичному параллактичРасстояния до звезд определяются смещением, вызванным движением наблюдателя (вместе с Землей) по орбите Земли.
1 пк = 206 265 AU = 3,086 — 10 13 км.
Таким образом, расстояние до звезд в парсеках дается выражением
Расстояния до тел Солнечной системы обычно выражаются в астрономических единицах. Расстояния до небесных тел за пределами Солнечной системы обычно выражаются в парсеках, килопарсеках (1 пк = 10 3 пк) и мегапарсеках (1 Мпк = 10 6 пк), а также световых лет (1 солнечный год = 9,46 — 10 12 км = 63 240 AU = 0,3067 pc или 1 pc = 3,26 солнечных лет). ).
Фотометрический метод определения расстояния
Для светил с известными тригонометрическими параллаксы, можно сравнить с абсолютными звездными величинами, определив M по той же формуле. Это сравнение показало, что абсолютные звездные величины многих классов светил (звезд, галактик и т.д.) могут быть оценены по определенным физическим свойствам.
Цефеиды (типичные свечи)
Для долгопериодических Цефеид (периоды колебаний от 1 до 146 дней), принадлежащих к звездному населению типа I (плоский компонент галактики), была установлена важная взаимосвязь между периодом и светимостью, согласно которой чем короче период колебаний светила, тем тусклее Цефеида по абсолютной величине. С помощью этой зависимости можно определить абсолютные величины Цефалид по длительности их периодов колебаний и, таким образом, фотометрические расстояния между Цефалидами и звездными скоплениями, спиральными рукавами и звездными системами, в которых они наблюдаются. Ошибка в определении расстояний от Цефеид составляет в среднем 40% для звездных скоплений (в некоторых случаях меньше).
Определение внегалактических расстояний
В качестве индикаторов расстояния используются следующие также новые звезды и сверхновые.
Определение расстояний красного смещения
Сравнение фотометрических расстояний галактик с красным смещением z их спектральных линий на красном конце спектра показало, что
пропорциональна расстоянию r (закон Хаббла):
Определения расстояния до звезд методом годичного параллакса
§ 22. Расстояния от звезд. Характеристики звездного излучения
Наше Солнце — типичная звезда, но среди огромного разнообразия звездного мира есть несколько таких, которые сильно отличаются от него по своим физическим свойствам. Звезда — это пространственно ограниченная структура. такое определение:
Звезда — это пространственно изолированный, гравитационно связанный, радиационно непрозрачный космический объект, в котором произошли, происходят или вскоре произойдут крупномасштабные термоядерные водородно-гелиевые реакции.
Солнце существует уже несколько миллиардов лет и почти не изменилось за это время, потому что в нем до сих пор происходят термоядерные реакции, в которых из четырех протонов (ядер водорода) создается альфа-частица (ядро гелия, состоящее из двух протонов и двух нейтронов). Более массивные звезды расходуют свои запасы водорода гораздо быстрее (за десятки миллионов лет). Как только водород израсходован, начинаются реакции между ядрами гелия с образованием стабильного изотопа углерода-12 и другие реакции, продуктами которых являются кислород и тяжелые элементы (натрий, сера, магний и т.д.). Таким образом, в ядрах звезд образуются ядра многих химических элементов, вплоть до железа.
В массивных звездах окончание всех возможных термоядерных реакций сопровождается бурным взрывом, наблюдаемым как взрыв сверхновой.
Все элементы, из которых состоит наша планета и все живое на ней, образовались в результате термоядерных реакций в звездах. Поэтому звезды являются не только самыми многочисленными объектами во Вселенной, но и самыми важными для понимания явлений и процессов, происходящих в ней.
Термоядерные реакции — это то, что отличает звезды от планет. Современное определение планеты выглядит следующим образом так:
Планета — это небесное тело, которое вращается вокруг звезды или остатка звезды и имеет достаточную массу, чтобы стать сферическим под действием собственной гравитации, а также для удаления малых тел с близкой к нему орбиты, но внутри которого не происходят и никогда не происходили реакции термоядерного синтеза.
1. Годичный параллакс и расстояния до звезд
Идея о том, что звезды — это далекие солнца, существовала с древних времен. Однако, как далеко они находятся от Земли, долгое время оставалось неясным. Даже Аристотель понимал, что если наблюдать положение звезды из двух диаметрально противоположных точек ее орбиты, то направление на звезду меняется по мере движения Земли (рис. 5.12). Это очевидный (параллактичЧем он больше, тем ближе к нам находится звезда. Но не только сам Аристотель, но и гораздо более поздний Коперник не смогли увидеть этот сдвиг. Только к концу первой половины 19 века, когда телескопы были оснащены приборами для точного измерения углов, стало возможным такое смещение к ближайшим звездам.
Рисунок 5.12: Вариационное смещение звезды
Рис. 5.13. Годичный параллакс звезды
sin p = a/r, где a — расстояние между Землей и Солнцем, а r — расстояние Солнца от звезды. Только если звезда наблюдается вблизи полюса эклиптики, угол вариации вычисляется по формуле
В чем измеряется параллакс?
Величина параллакса равен углу, под которым звезда обращена к полуоси орбиты Земли (перпендикулярно линии визирования). Расстояние до объекта, годичный параллакс до объекта, равный 1 дуговой секунде, называется парсеком (1 парсек = 3,085678-1016 м).
Параллакс (в астрономии) Параллакс (параллактичВ астрономии кажущееся смещение светлых тел на небесной сфере, вызванное движением наблюдателя в пространстве вследствие вращения Земли (суточное P), вращения Земли вокруг Солнца (годичный П.) и движение Солнечной системы в галактике (столетняя П.).
Галактика. Галактики
Галактики — это крупные образования из звезд, газа и пыли, удерживаемые вместе гравитацией. Эти крупные образования во Вселенной могут иметь разную форму и размер. Большинство космических объектов являются частью определенной галактики. К ним относятся звезды, планеты, спутники, туманности, черные дыры и астероиды. В некоторых галактиках существует большое количество невидимой темной энергии. Поскольку галактики разделены пустым пространством, их метафорически называют оазисами в космической пустыне. В этом разделе космического портала Kvant.Space публикуются статьи о галактиках и их составляющих.
Таблица характеристик основных типов галактик
| Эллиптическая галактика | Спиральная галактика | Нерегулярная галактика | |
|---|---|---|---|
| Сфероидальный компонент | Целая галактика | Проверьте | Очень слабый |
| Звездный диск | Не выражены или выражены с трудом | Основной компонент | Основной компонент |
| Пылесборник для газа | Нет | Проверьте | Проверьте |
| Спиральные ветви | Нет или только вблизи ядра | Проверьте | Нет |
| Активные ядра | Показано | Показано | Нет |
| Процент от общего числа галактик | 20% | 55% | 5% |
Наша галактика
Солнце, самая близкая к нам звезда, является одной из миллиардов звезд в Млечном Пути. Когда вы смотрите на ночное небо, трудно не заметить бесконечные просторы звезд. Совокупность этих звезд древние греки называли Млечным Путем.
Если бы у нас была возможность посмотреть на эту звездную систему со стороны, мы бы увидели сплюснутый шар из более чем 150 миллиардов звезд. Наша галактика — это такие размер, который трудно себе представить. Луч света движется из стороны в сторону в течение сотен тысяч земных лет! В центре нашей галактики находится ядро, от которого расходятся огромные спиральные рукава, полные звезд. Расстояние Солнца от галактического ядра составляет 30 тысяч световых лет. Солнечная система расположена на краю Млечного Пути.
Звезды в Млечном Пути встречаются редко, несмотря на огромное скопление космических тел. Расстояние между ближайшими звездами, например, в десять миллионов раз больше их диаметра. Нельзя сказать, что звезды случайно разбросаны по Вселенной. Их положение зависит от гравитационных сил, которые удерживают небесное тело в определенной плоскости. Звездные системы с собственными гравитационными полями называются галактиками. Галактики состоят не только из звезд, но и из газа и межзвездной пыли.
Вселенная состоит из… также …существует множество других галактик. Ближайшие к нам галактики находятся на расстоянии около 150 000 световых лет. Их можно увидеть на небе южного полушария в виде небольших туманных пятен. Впервые они были описаны Пигафетом, участником кругосветной экспедиции Магеллана. Они известны науке как Большое и Малое Магеллановы облака.
Видео Годичный параллакс. Часть 1: определение
Суточный (геоцентрический) параллаксом это угол, под которым луч Земли виден с определенного небесного тела. Кроме того, существует концепция горизонтального параллакса. Горизонтальным параллаксом это угол, под которым экваториальный луч Земли виден из центра конкретного небесного тела на истинном горизонте (истинный горизонт — воображаемый большой круг небесной сферы, плоскость которого перпендикулярна перпендикуляру в точке наблюдения). Разница между терминами «суточный» и «горизонтальный параллакса объясняется несферической природой Земли (так полярный радиус Земли на 21 км меньше экваториального радиуса).
Суточный параллакс сыграла очень важную роль в истории астрономии, поскольку является самым простым и надежным методом определения расстояний до объектов в Солнечной системе. До появления методов радиолокации, лазерной локализации и радиопомех для сигналов межпланетных станций это был единственный геометрический метод измерения расстояний в Солнечной системе. Основа ежедневного параллакса радиус Земли. Самый большой суточный параллакс это Луна (57 угловых минут) и Солнце (9 угловых минут). Для всех планет Солнечной системы суточные параллакс подвержена регулярным колебаниям и намного меньше одной угловой минуты (Венера — 0,1-0,6 угловой минуты, Марс — 0,1-0,4 угловой минуты, Юпитер и Сатурн — менее 0,1 угловой минуты, а Уран и Нептун — менее одной угловой секунды).
Первыми параллакс Луны и Солнца были определены древнегреческими астрономами на основе наблюдений лунных затмений, что позволило определить параллакс луны с той же позиции. Например, древнегреческий астроном Гиппарх Никейский (180-125 гг. до н.э.) вычислил в 129 г. до н.э. параллакс с Солнцем на 7 угловых минут (максимальный угол, не видимый невооруженным глазом). Подобные расчеты были сделаны до него другим греческим астрономом, Аристархом Самосским (310-230 гг. до н.э.).
Александрийский астроном Клавдий Птолемей (100-170 гг. н.э.), напротив, считал, что расстояние до Луны зависит от ее фаз. Это показывает, что среди астрономов древнего мира существовали большие разногласия по поводу оценок величины Земли. параллаксов луны и солнца. Позже ошибка Птолемея относительно размера Луны параллакса Луна в ее фазах стала одной из главных мишеней критики птолемеевской системы мира. Так, во время учебы в Италии молодой Николай Коперник (1473-1543 гг. н.э.) измерил параллакса измерил Луну вместе со своим учителем Новаром. Наблюдения за положением Луны во время затмения яркой звезды Альдебаран из Болоньи 9 марта 1497 года показали, что параллакс Луны не зависит от ее фазы. В последующие века одновременные наблюдения за северным и южным полушариями широко использовались для точного измерения параллаксов Луны, Солнца и Марса. Например, в 18 веке. такие Наблюдения проводились в обсерватории мыса Доброй Надежды на юге Африки и в Берлинской обсерватории.
В спектрах желтых звезд класса G с температурой около 6000 К, включая Солнце, преобладают металлические линии: Железо, натрий, кальций и т.д. Звезда Капелла похожа на Солнце по температуре, спектру и цвету.
Что такое годичный параллакс
С древних времен считалось, что звезды — это далекие солнца. Однако долгое время было неясно, как далеко они находятся от Земли. Даже Аристотель понимал, что когда Земля движется, положение звезды можно наблюдать из двух диаметрально противоположных точек на орбите Земли, чтобы увидеть, что направление звезды меняется. Это очевидный (параллактичЧем она больше, тем ближе к нам звезда. Но не только сам Аристотель, но и гораздо более поздний Коперник не смогли увидеть этот сдвиг. Только к концу первой половины 19 века, когда телескопы были оснащены приборами для точного измерения углов, стало возможным определить такое угловое смещение до ближайших звезд.
Годичным параллаксом p — угол, под которым звезда видна с большой полуоси орбиты Земли (равной 1 AU), перпендикулярной направлению на звезду.
Расстояние от звезды: D = a/sin(p)
где a — полуось орбиты Земли. Заменив синус малого угла на величину самого угла, выраженную в радианах, и приняв α = 1 а.е., мы получим следующую формулу для расчета расстояния до звезды в астрономических единицах:
О расстояниях до звезд и их светимости.
В 1837 году впервые были проведены надежные измерения. годичного параллакса. Русский астроном Василий Струве (1793-1864) сделал эти измерения для самой яркой звезды северного полушария — Веги (Лира). Почти одновременно были открыты две другие звезды в других местах. параллаксы Две другие звезды, одна из которых — Центавр. Эта звезда, которая не видна с территории России, была самой близкой к нам звездой. Даже в нее годичный параллакс было всего 0,75″. Под таким проволока толщиной 1 мм, видимая невооруженным глазом с расстояния 280 м. Поэтому неудивительно, что такие малые угловые смещения так долгое время не видели.
Расстояние до ближайшей звезды, параллакс при p = 0,75″, составляет D = 206265″/0,75″= 270000 ае. Единицами измерения таких значительных расстояний являются парсек и световой год.
Парсек — это такое Расстояние, на котором параллакс звезд равна 1″. Отсюда и название этой единицы: par — от слова «параллакс», сек от слова «второй». Расстояние в парсеках равно обратной величине годичного параллакса. Например, если вы считаете, что параллакс Альфа Центавра составляет 0,75″, расстояние до нее — 1,3 парсека.
Световой год — это такое это расстояние, которое свет проходит за один год со скоростью 300 000 км/с. От ближайшей звезды до Земли свет идет более четырех лет, от Солнца — около восьми минут, а от Луны — чуть больше секунды. 1 пк (парсек) = 3,26 световых лет = 206 265 AU = 3 — 10^13 км. На сегодняшний день спутник «Гиппаркос» имеет годичные параллаксы более 118 000 звезд с точностью до 0,001″.
По измерению годичного параллакса теперь можно надежно определить расстояния до звезд в 1 000 пк или 3000 секунд. Расстояния до более отдаленных звезд можно определить другими методами. Когда астрономы смогли определить расстояния до звезд, они поняли, что звезды на одинаковом расстоянии могут отличаться по видимой яркости. Было показано, что звезды имеют разную светимость. Солнце кажется самым ярким объектом на небе только потому, что оно находится гораздо ближе, чем все остальные звезды. Яркость — это полная энергия, излучаемая звездой в единицу времени. Она выражается в абсолютных единицах (ваттах) или в единицах яркости Солнца. В астрономии принято сравнивать звезды по их светимости, вычисляя их видимую яркость на одном и том же стандартном расстоянии 10 пк. Видимая величина, которую имела бы звезда, если бы она находилась на расстоянии D0 = 10 пк от нас, называется абсолютной величиной M. параллакс — p) и его видимая величина t. Напомним, что величина двух источников, чьи величины отличаются в 1 раз, отличается в 2,512 раза. Для звезд с величинами m1 и m2 соответственно, отношение их светимостей I1 и I2 дается следующим соотношением:
Расстояние до ближайшей звезды, параллакс при p = 0,75″, составляет D = 206265″/0,75″= 270000 ае. Единицами измерения таких значительных расстояний являются парсек и световой год.
Василий Струве и Пулковская обсерватория в которой он работал
Первые надежные измерения звездных расстояний были сделаны в ранние годы. параллаксов были опубликованы одновременно в 1837-1838 годах тремя исследователями: Василием Струве (1793-1864) на Веге, Фридрихом Бесселем (1784-1846) на 61 Лебедя и Томасом Хендерсоном (1798-1844) на Альфе Центавра. Хотя за много лет до этого — в 1822 году — Фридрих Струве в Дерптской обсерватории на территории современной Эстонии произвел довольно точные измерения величины параллаксов много ярких звезд (например, для Альтаира).
Орбитальные движения звезд в системе 61-Свана (измерения астрономов отмечены черным цветом).
За несколько лет до Ф. Бесселя французский астроном Доминик Араго (1786-1853) также опубликовал параллакса 61 Лебедь с большой погрешностью. Результат Ф. Бесселя был признан мировым сообществом как наиболее надежный благодаря большому количеству астрометрических измерений (более 400).
Для сравнения, для Веги Ф. Струве было сделано всего 17 астрометрических измерений. Кроме того, работе Бесселя способствовал тот факт, что двойная звездная система Лебедя 61 имела удивительное орбитальное движение. Таким образом, можно было сравнить параллакс для обеих звезд системы.
Оптические измерения параллаксов и правильные телодвижения отнимали очень много времени. До конца 19 века можно было измерить тригонометрические расстояния только до сотни звезд. С появлением фотографии все кардинально изменилось. Точность измерений возросла до 10 микросекунд, а количество измеренных звезд достигло нескольких тысяч. Замена фотопластин на ПЗС (прибор с зарядовой связью), широкое использование компьютеров для обработки данных, а также Перемещение телескопов за пределы земной атмосферы повысило точность определения положения звезд до миллионных долей миллисекунды, а астрометрические каталоги выросли до девятизначных чисел.
Прогресс в точности измерений положения звезд за последние 2 500 лет
Основы геометрии и тригонометрии
При расчете луны параллакса широко используются основные элементы геометрии правильного треугольника. Правильный треугольник — это такой треугольник, в котором один из углов равен 90 градусам.
В прямоугольном треугольнике стороны, образующие угол 90 градусов, называются протуберанцами, а сторона, противоположная углу 90 градусов, называется гипотенузой. Сумма углов правильного треугольника равна 180 градусам. Отсюда легко вывести, что при известном датчике (радиус Земли) и угле между гипотенузой и датчиком (суточный угол параллаксом) гипотенуза (расстояние от небесного тела) равна отношению известного перпендикуляра к синусу длины дня параллакса.
Только в этом случае радиус Земли заменяется радиусом орбиты Земли вокруг Солнца и течением суток. параллакс заменяется годичным параллаксом
Синус прямого треугольника — это отношение меньшей длины противоположного угла к гипотенузе.
Аналогичный принцип расчета применяется к тригонометрическим расстояниям звезд.
Из-за огромных расстояний до звезд (ближайшая звезда находится на расстоянии 270 тысяч астрономических единиц от Солнца) для вычисления тригонометрических расстояний используется отношение между 206265 угловыми секундами и измеренными годичного параллакса, который так дается в угловых секундах. Число 206265 означает количество угловых секунд в радианах. Радиан — это угол, соответствующий дуге окружности, длина которой равна радиусу окружности.
Частные случаи использования суточного и годичного параллакса
На протяжении многих тысячелетий число известных объектов в Солнечной системе было зафиксировано на девяти (Земля, Луна, Солнце, Меркурий, Венера, Земля, Марс, Юпитер и Сатурн). Эта стабильность нарушалась только кометами, которые регулярно появлялись во внутренних областях Солнечной системы. В 18 веке в Солнечной системе были открыты новые планеты и астероиды (например, Уран и Церера). Шквал новых открытий заставил астрономов разработать методы расчета орбит небесных тел в Солнечной системе с минимальным количеством измерений. В 1801 году 24-летний немецкий математик Фридрих Гаусс (1777-1855) разработал математический метод определения орбиты небесного тела на основе всего трех наблюдений Цереры.
В то же время приблизительное расстояние до небесного тела в Солнечной системе можно было определить на основе всего двух наблюдений. Это особенно верно для объектов, открытых за орбитой Нептуна (TNO). У таких Объекты имеют очень низкую орбитальную скорость по сравнению с орбитальной скоростью Земли (несколько сотен метров в секунду по сравнению с 30 километрами в секунду). Следовательно, наблюдаемое расстояние ТНО от Солнца (гелиоцентрическое расстояние) может быть определено в астрономических единицах простым соотношением 150/q, где q — угловая скорость объекта в угловых секундах в час.
С другой стороны, в последние годы астрометрические наблюдения переместились из оптического диапазона в более длинные волны электромагнитного спектра: инфракрасные и радиоволны. Первая полоса перспективна для астрометрии красных и коричневых карликов во Вселенной (наиболее распространенная популяция массивных объектов в Галактике, максимум теплового излучения которых приходится на инфракрасный диапазон). Второй диапазон уникален по своей проникающей способности во всем электромагнитном спектре.
Радиоастрономы, использующие радиоинтерферометр VLBA, недавно установили рекорд по самому дальнему измеренному расстоянию. параллаксарасстояние от межзвездного облака G007.47+00.05 (внешний рукав щита Центавра) составило 20 000 парсек или 67 000 световых лет.
Когда звезда находится в сжатом состоянии, ее фотоны имеют высокую энергию, что увеличивает давление и заставляет внешнюю оболочку звезды расширяться. Когда это давление уменьшается и гравитационная сила, сжимающая оболочку, становится меньше, звезда сжимается. Затем процесс повторяется.
Определение расстояний до звёзд. Видимая и абсолютная звёздные величины
С древних времен считалось, что звезды — это далекие солнца. Однако из-за больших расстояний, разделяющих их, звездные диски не видны даже в самые мощные телескопы. Поэтому, чтобы найти способ сравнить звезды друг с другом и с Солнцем, нужно было найти способы определить расстояния между ними. На этом уроке мы с вами узнаем что такое годичный параллакс звезды. Мы познакомимся с единицами измерения расстояний, в которых выражаются расстояния до звезд. Мы узнаем, что такое абсолютная звёздная величина и ее отличие от видимой величины звёздной величины. А также узнайте, что означает яркость звезды.
В данный момент вы не можете посмотреть или раздать видеоурок ученикам
Чтобы получить доступ к этому и другим видеоурокам из набора, вам необходимо добавить его в свой личный кабинет, купив его в каталоге.
Конспект урока «Определение расстояний до звёзд. Видимая и абсолютная звёздные величины»
Наше Солнце по праву называют типичной звездой. Но среди большого и разнообразного количества звезд есть много таких, которые сильно отличаются от него по своим физическим свойствам и химическому составу. Поэтому полное представление о звездах такое определение:
Звезда — это огромный шар светящегося газа, удерживаемый в равновесии гравитацией и внутренним давлением, в котором происходят (или уже произошли) реакции синтеза.
Идея о том, что звезды — это далекие солнца, существовала с древних времен. Но из-за огромных расстояний между ними звездные диски не видны даже в самые мощные телескопы. Поэтому, чтобы найти способ сравнивать звезды друг с другом и с Солнцем, необходимо было найти способы определения расстояний между ними.
Аристотель предположил, что когда Земля движется вокруг Солнца, если наблюдать за звездой из двух диаметрально противоположных точек ее орбиты, то можно увидеть изменение направления движения звезды — the параллактичБыла предложена та же идея измерения расстояния.
Та же идея измерения расстояний была предложена Николаем Коперником после публикации гелиоцентрической системы мира. Но ни Коперник, ни Аристотель не смогли распознать этот сдвиг.
Только в середине 19 века, когда телескопы были оснащены устройствами для точного измерения углов, они также смогли обнаружить такое смещение ближайших звезд. Было установлено, что кажущееся смещение более близкой звезды относительно фона очень далеких звезд происходит по эллипсу с периодом в один год, отражая движение наблюдателя с Землей вокруг Солнца. Этот маленький эллипс, описывающий звезду, называется параллактическим эллипсом .
В угловых измерениях его полуось равна углу, под которым главная полуось земной орбиты, перпендикулярная направлению на звезду, видна со звезды. Этот угол описывается как годичным параллаксом и обозначается греческой буквой π или латинской буквой p.
Зная годичное параллактичЕсли вы знаете смещение звезды, вы можете легко определить расстояние до нее:
В написанной формуле a — это средний радиус орбиты Земли.
Если учесть, что годичные параллаксы Поскольку главная полуось орбиты Земли является астрономической единицей, мы можем вывести формулу для расчета расстояния до звезды в астрономических единицах:
Первые надежные измерения годичного параллакса Первые достоверные астрономические наблюдения были сделаны почти одновременно в Германии, России и Англии в 1837 году.
Первые измерения были проведены в России в 1883 году и в Германии в 1883 году. годичного параллакса были сделаны Василием Струве для светящейся звезды Вега в северном полушарии. Давайте воспользуемся его данными, чтобы определить расстояние до этой звезды.
В 1989 году Европейское космическое агентство запустило спутник Hipparcos, который за 37 месяцев своей работы смог измерить годичные параллаксы более миллиона звезд. Более ста тысяч из них были обнаружены с точностью до миллисекунды.
Цефеиды
Определенные типы звезд, называемые Цефеидами, можно использовать для измерения расстояний в космосе. Цефеида — это пульсирующая звезда с точным соотношением между яркостью (светимостью) и длительностью пульсации. Чем длиннее этот период, тем ярче Цефеиды. Эта корреляция между периодом пульсаций и светимостью хорошо известна, и все Цефеиды ведут себя подобным образом. Таким образом, если известен период импульса, который нетрудно наблюдать, мы можем измерить яркость звезды. Мы знаем, что чем дальше от нас находится звезда, тем меньше ее светимость. Поэтому если мы сравним фактическую яркость с кажущейся яркостью, мы сможем определить расстояние до звезды.
Пульсация наушников обусловлена их сжатием и расширением. В то же время для определения периода необходимо измерить изменения их яркости и время между точками максимальной яркости. Ядро звезды не меняет своих размеров, но внешние слои газа расширяются и сжимаются, потому что давление газа в этих слоях колеблется. Сжатие и расширение происходит под действием двух сил: силы притяжения, которая притягивает молекулы газа ближе к центру звезды, и давления газа, которое заставляет внешний слой расширяться.
Схематическое изображение пульсирующей Цефеиды с периодом в два дня. Пик яркости приходится на 1 декабря 2010 года, после чего звезда постепенно теряет яркость. 2 декабря яркость достигает минимума. Наибольшей яркости звезда достигает 3 декабря и снова уменьшается 4 декабря. и так далее
Когда звезда находится в сжатом состоянии, ее фотоны имеют высокую энергию, что увеличивает давление и заставляет внешнюю оболочку звезды расширяться. Когда это давление уменьшается и гравитационная сила, сжимающая оболочку, становится меньше, звезда сжимается. Затем процесс повторяется.
Цефеиды можно использовать для измерения расстояний до 40 миллионов парсек, что намного больше, чем позволяет метод. параллакса. Недостатком этого метода является то, что головки не так слишком часто.
Сверхновая типа Ia
Другим типичным дальномером являются сверхновые типа Ia. Идея схожа с Цефеидами: С фактической светимостью сверхновой, известной в момент взрыва, когда светимость достигает максимума, мы можем сравнить ее с видимой светимостью звезды и, таким и таким образом определить, как далеко он находится от нас. Нас интересует этот класс сверхновых, поскольку они лучше всего изучены, а их поведение предсказуемо, поэтому максимальная светимость в момент взрыва известна. Такие взрывы происходят в двух астрономических объектах — белом карлике и другой белой карликовой или гигантской звезде. Белый карлик — это очень плотная звезда в конце своего жизненного цикла, которая «поглощает» материю соседней звезды (в нашем случае — второй звезды), пока не взорвется. Эти взрывы сверхновых позволяют измерить расстояния до галактик, в которых они находятся.
Существует множество других методов измерения расстояний в пространстве. Одна из них основана на предположении, что Вселенная расширяется с известной скоростью. Если известна скорость, с которой галактики удаляются от нашей галактики, закон Хаббла можно использовать для расчета расстояния, на котором они находятся от нас. Закон Хаббла гласит, что расстояние до галактики равно скорости галактики, деленной на постоянную Хаббла, которая является известной константой. Скорость галактики можно определить, изучив ее спектр, и на основе эффекта Доплера определить расстояние. Эффект Доплера, более известный в астрономии как доплеровский сдвиг, — это изменение частоты электромагнитного излучения (в нашем случае света), испускаемого объектом, движущимся относительно наблюдателя. По мере удаления от наблюдателя этот спектр смещается в сторону более низких частот, то есть в красную сторону, причем степень смещения зависит от скорости, с которой галактика удаляется. На основе сдвига можно рассчитать скорость, а из нее — расстояние.
Все элементы, из которых состоит наша планета и все живое на ней, образовались в результате термоядерных реакций в звездах. Поэтому звезды являются не только самыми многочисленными объектами во Вселенной, но и самыми важными для понимания явлений и процессов, происходящих в ней.
Основы геометрии и тригонометрии
При расчете луны параллакса широко используются основные элементы геометрии правильного треугольника. Правильный треугольник — это такой треугольник, в котором один из углов равен 90 градусам.
В прямоугольном треугольнике стороны, образующие угол 90 градусов, называются протуберанцами, а сторона, противоположная углу 90 градусов, называется гипотенузой. Сумма углов правильного треугольника равна 180 градусам. Отсюда легко вывести, что при известном датчике (радиус Земли) и угле между гипотенузой и датчиком (суточный угол параллаксом) гипотенуза (расстояние от небесного тела) равна отношению известного перпендикуляра к синусу длины дня параллакса.
Только в этом случае радиус Земли заменяется радиусом орбиты Земли вокруг Солнца и течением суток. параллакс заменяется годичным параллаксом
Синус прямого треугольника — это отношение меньшей длины противоположного угла к гипотенузе.
Аналогичный принцип расчета применяется к тригонометрическим расстояниям звезд.
Из-за огромных расстояний до звезд (ближайшая звезда находится на расстоянии 270 тысяч астрономических единиц от Солнца) для вычисления тригонометрических расстояний используется отношение между 206265 угловыми секундами и измеренными годичного параллакса, который так дается в угловых секундах. Число 206265 означает количество угловых секунд в радианах. Радиан — это угол, соответствующий дуге окружности, длина которой равна радиусу окружности.
Частные случаи использования суточного и годичного параллакса
На протяжении многих тысячелетий число известных объектов в Солнечной системе было зафиксировано на девяти (Земля, Луна, Солнце, Меркурий, Венера, Земля, Марс, Юпитер и Сатурн). Эта стабильность нарушалась только кометами, которые регулярно появлялись во внутренних областях Солнечной системы. В 18 веке в Солнечной системе были открыты новые планеты и астероиды (например, Уран и Церера). Шквал новых открытий заставил астрономов разработать методы расчета орбит небесных тел в Солнечной системе с минимальным количеством измерений. В 1801 году 24-летний немецкий математик Фридрих Гаусс (1777-1855) разработал математический метод определения орбиты небесного тела на основе всего трех наблюдений Цереры.
В то же время приблизительное расстояние до небесного тела в Солнечной системе можно было определить на основе всего двух наблюдений. Это особенно верно для объектов, открытых за орбитой Нептуна (TNO). У таких Объекты имеют очень низкую орбитальную скорость по сравнению с орбитальной скоростью Земли (несколько сотен метров в секунду по сравнению с 30 километрами в секунду). Следовательно, наблюдаемое расстояние ТНО от Солнца (гелиоцентрическое расстояние) может быть определено в астрономических единицах простым соотношением 150/q, где q — угловая скорость объекта в угловых секундах в час.
С другой стороны, в последние годы астрометрические наблюдения переместились из оптического диапазона в более длинные волны электромагнитного спектра: инфракрасные и радиоволны. Первая полоса перспективна для астрометрии красных и коричневых карликов во Вселенной (наиболее распространенная популяция массивных объектов в Галактике, максимум теплового излучения которых приходится на инфракрасный диапазон). Второй диапазон уникален по своей проникающей способности во всем электромагнитном спектре.
Радиоастрономы, использующие радиоинтерферометр VLBA, недавно установили рекорд по самому дальнему измеренному расстоянию. параллаксарасстояние от межзвездного облака G007.47+00.05 (внешний рукав щита Центавра) составило 20 000 парсек или 67 000 световых лет.
Вековой и внегалактический параллакс
Солнечная система, как и сотни миллиардов планетарных систем в нашей галактике, вращается вокруг центра галактики в созвездии Стрельца. Один оборот Солнечной системы вокруг центра галактики (один галактический год) занимает 225-250 миллионов лет (средняя скорость движения Солнечной системы в межзвездном пространстве составляет около 220 километров в секунду). Из-за различий в галактических орбитах другие звезды в небе Земли движутся по разным орбитам с разными угловыми и космическими скоростями.
Как упоминалось ранее, собственные движения звезд были впервые открыты в 1718 году английским астрономом Эдмундом Галлеем (1656-1743). Поскольку это открытие произошло за столетие до того, как были проведены первые измерения параллаксов, Звезды с высокими собственными движениями стали потенциально интересными для измерений параллаксов. Из первых трех опубликованных параллаксов в 1837-1838 годах, две из них принадлежат звездам с большими собственными движениями (61 Лебедя и Альфа Центавра). Собственное движение этих систем составляет около 4 угловых секунд в год. Для сравнения, у третьей звезды Вега собственное движение в 20 раз меньше (Ф. Бессель выбрал эту звезду для измерения из-за ее рекордной яркости на северном краю неба). параллакса из-за его рекордной яркости на северном небе). В дальнейшем поиск неизвестных близлежащих звезд осуществлялся в основном путем первоначального обнаружения звезд с высокими собственными движениями (например, так Проксима Центавра и Летящая Барнарда были открыты в 20 веке). Поэтому в последние годы астрономы обнаруживали только близкие звездные системы с минимальным движением (0,15 угловых секунд в год или меньше). Единственным исключением из этого правила являются плотные звездные поля или области вблизи очень ярких звезд.
Конечно, наша галактика не является стационарным объектом в космической вселенной. Сегодня астрономы считают, что наша галактика и ее соседи (Местная группа галактик) являются частью сверхбольшого количества галактик в Деве. Исследования остаточного излучения в конце 20-го века показали, что Солнечная система движется относительно остаточного излучения со скоростью 368 ± 2 км/с (или 78 астрономических единиц в год). Исходя из этого движения, объект, расположенный на расстоянии одного миллиона парсек и перпендикулярно внегалактической вершине, будет иметь собственное движение 78 микросекунд в год (миллионные доли дуги) на небе Земли. В последние десятилетия такая точность была в большом дефиците. Изображения с крупных наземных телескопов и космических телескопов Hubble и Gaia часто используются для измерения собственных движений близлежащих галактик, а так и данные радиоинтерферометров. Например, измерения движения галактики M31 позволили предсказать, что она столкнется с нашей галактикой через несколько миллиардов лет.
Схема движения галактик Местной группы относительно нашей галактики взята из A. Brunthaler et al. 2007.
Измеренное собственное движение Галактики Андромеды на расстоянии 0,8 миллиона парсеков составляет около 50 микросекунд в год. Для сравнения, современные радиоинтерферометры способны регистрировать собственные движения галактик на основе мазерных наблюдений на расстоянии до 20 миллионов парсек за 10 лет наблюдений. Сложность измерения внутреннего движения галактик заключается в необходимости отличать общее движение всей галактики от орбитального движения отдельных звездных скоплений или межзвездных туманностей внутри нее. Решение этой проблемы заключается в измерении внутреннего движения галактических ядер. В этом контексте галактики с активными ядрами (квазары), одни из самых ярких радиоисточников в небе Земли, являются подходящим источником для измерения внегалактических собственных движений. В статье 2005 года под названием «Кажущееся собственное движение квазара, наблюдаемое геодезическими сетями VLBI» сообщается, что геодезические радиоинтерферометры смогли измерить или ограничить собственное движение 580 квазаров в период с 1980 по 2002 год.
