додати матеріал


Визначення відстаней до зірок і планет

[ виправити ] текст може містити помилки, будь ласка перевіряйте перш ніж використовувати.

скачати

Зміст:
\ T "Заголовок 3; 3" Вступ ......................................... .................................... 3
Визначення відстаней до космічних об'єктів. 3
Визначення відстаней до планет .............................................. .............. 4
Визначення відстаней до найближчих зірок ....................................... 4
Метод паралакса. ............................................... ............................................. 4
Фотометричний метод визначення відстаней. ................................. 6
Визначення відстані за відносними швидкостями. ........................ 7
Цефеїди. ................................................ .................................................. ........... 8
Список літератури ................................................ ........... 9

Вступ.

Наші знання про Всесвіт тісно пов'язані зі здатністю людини визначати відстані в просторі. З незапам'ятних часів питання «як далеко?» Грав першорядну роль для астронома в його спробах пізнати властивості Всесвіту, в якій він живе. Але як би не було велике прагнення людини до пізнання, воно не могло бути здійснене до тих пір, поки в розпорядженні людей не виявилися високочутливі і досконалі інструменти. Таким чином, хоча протягом століть уявлення про фізичний світ безперервно розвивалися, завіси, приховували верстові стовпи простору, залишалися недоторканими. У всі віки філософи і астрономи міркували про космічні відстанях і старанно шукали способи їх вимірювання. Але все було марно, тому що необхідні для цього інструменти не могли бути виготовлені. І, нарешті, після того як телескопи вже протягом багатьох років використовувалися астрономами і перші генії присвятили свій талант вивчення багатств, здобутих цими телескопами, настав час союзу точної механіки і досконалої оптики, який дозволив створити інструмент, здатний вирішити проблему відстаней. Бар'єри були усунуті, і багато астрономів об'єднали свої знання, майстерність та інтуїцію з метою визначити ті колосальні відстані, які відділяють від нас зоряні світи.
У 1838 році три астронома (у різних частинах світу) успішно виміряли відстані до деяких зірок. Фрідріх Вільгельм Бессель в Німеччині визначив відстань до зірки Лебідь 61. Видатний російський астроном Василь Струве встановив відстань до зірки Веги. На мисі Доброї Надії в Південній Африці Томас Гендерсон виміряв відстань до найближчої до Сонця зірки - Альфи Центавра. У всіх названих випадках астрономи вимірювали неймовірно мале кутове відстань, щоб визначити так званий паралакс. Їх успіх був обумовлений тим, що зірки, до яких вони вимірювали відстані, знаходилися відносно близько до Землі.

Визначення відстаней до космічних об'єктів.

В астрономії немає єдиного універсального способу визначення відстаней. У міру переходу від близьких небесних тіл до більш далеким одні методи визначення відстаней змінюють інші, службовці, як правило, основою для наступних. Точність оцінки відстаней обмежується або точністю самого грубого з методів, або точністю вимірювання астрономічної одиниці довжини (а. о), величина якої за радіолокаційним вимірам відома з середньоквадратичної похибкою 0,9 км. і дорівнює 149597867,9 ± 0,9 км. З урахуванням різних змін а. е. Міжнародний астрономічний союз ухвалив у 1976 році значення 1 а. е. = 149597870 ± 2 км.

Визначення відстаней до планет.


Середня відстань r планети від Сонця (в частках а. Е.) знаходять по періоду її звернення Т:
де r виражено в а. е., а Т - в земних роках. Масою планети m в порівнянні з масою сонця m c можна знехтувати. Формула випливає з третього закону Кеплера (квадрати періодів обертання планет навколо Сонця відносяться як куби їх середніх відстаней від Сонця).
Відстані до Місяця і планет з високою точністю визначено також методами радіолокації планет.

Визначення відстаней до найближчих зірок.

Метод паралакса.

Внаслідок річного руху Землі по орбіті близькі зірки трохи переміщуються відносно далеких «нерухомих» зірок. За рік така зірка описує на небесній сфері малий еліпс, розміри якого тим менше, ніж зірка далі. У кутовій мірі велика піввісь цього еліпса приблизно дорівнює величині максимального кута, під яким із зірки видно 1 а. е. (велика піввісь земної орбіти), перпендикулярна напрямку на зірку. Цей кут (p), званий річним або тригонометричним параллаксом зірки, рівний половині її видимого зсуву за рік, служить для вимірювання відстані до неї на основі тригонометричних співвідношень між сторонами і кутами трикутника ЗСА, в якому відомий кут p і базис - велика піввісь земної орбіти (див. рис. 1).
Відстань r до зірки, що визначається за величиною її тригонометричного паралакса p, так само:
r = 206265''/ p (а. о),
де паралакс p виражений в кутових секундах.
Малюнок 1. Визначення відстані до зірки методом паралакса (А - зірка, З - Земля, С - Сонце).


Для зручності визначення відстаней до зірок за допомогою паралаксів в астрономії застосовують спеціальну одиницю довжини - парсек (пс). Зірка, що знаходиться на відстані 1 пс, має паралакс, рівний 1''. Згідно вищеназваної формулою, 1 пс = 206265 а. е. = 3,086 · 10 18 см.
Поряд з парсеків застосовується ще одна спеціальна одиниця відстаней - світловий рік (тобто відстань, яку світло проходить за 1 рік), він дорівнює 0,307 пс, або 9,46 · 10 17 см.
Найближча до Сонячної системи зірка - червоний карлик 12-ї зоряної величини Проксіма Центавра - має паралакс 0,762, тобто відстань до неї одно 1,31 пс (4,3 світлових роки).
Нижня межа вимірювання тригонометричних паралаксів ~ 0,01'', тому з їх допомогою можна вимірювати відстані, що не перевищують 100 пс з відносною похибкою 50%. (При відстанях до 20 пс відносна похибка не перевищує 10%.) Цим методом до теперішнього часу визначені відстані до близько 6000 зірок. Відстані до більш далеких зірок в астрономії визначають в основному фотометричним методом.
Таблиця SEQ Таблиця \ * ARABIC 1. Двадцять найближчих зірок.
№ № п. п.
Назва зірки
Паралакс в секундах дуги
Відстань, пс
Видима зоряна величина, m
Абсолютна зоряна величина, М
Спек-траль-ний клас

1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
18
19
20


Сонце. . . . . . . . .
Проксіма Центавра.
α Центавра А. . . . .
α Центавра В. . . . .
Зірка Барнарда. . .
Лаланд 21185. . . . .
Вольф 359. . . . . . .
+36 ˚ 2147. . . . . . .
Сіріус. . . . . . . .
Супутник Сіріуса. .
Росс 154. . . . . . . .
Росс 248. . . . . . . .
Лейтен 7896. . . . .
ε Ерідана. . . . . . .
Проціон. . . . . . .
Супутник Проціон. .
61 Лебедя. . . . . . .
Супутник 61 Лебедя. .
τ Кіта. . . . . . . . .
ε Індіанця. . . . . . .

-
0,762
0,756
0,756
0,543
0,407
0,403
0,388
0,376
0,376
0,350
0,334
0,328
0,303
0,297
0,297
0,296
0,296
0,294
0,288
1 / 206256
1,31
1,32
1,32
1,84
2,46
2,48
2,58
2,66
2,66
2,86
2,99
3,05
3,30
3,37
3,37
3,38
3,38
3,40
3,47
-26,7
+11,3
+0,3
+1,7
+9,5
+10,7
+13,5
+7,5
-1,5
+8,5
+10,5
+12,2
+12,3
+3,8
+0,5
+10,8
+5,4
+6,1
+3,7
+4,7
+4,9
+15,7
+4,7
+6,1
+13,1
+13,7
+16,5
+10,4
+1,4
+11,4
+13,2
+14,7
+14,9
+6,2
+2,8
+13,1
+7,7
+8,4
+6,0
+7,0
G4
M
G4
K1
M5
M2
M8
M2
A1
A5
M5
M6
M6
K2
G4

K3
K5
G5
K5

Фотометричний метод визначення відстаней.

Освітленості, створювані однаковими по потужності джерелами світла, обернено пропорційні квадрату відстані до них. Отже, видимий блиск однакових світил (тобто освітленість, створювана у Землі на одиничному майданчику, перпендикулярної променям світла) може служити мірою відстані до них. Вираз освітленостей в зоряних величинах (m - видима зоряна величина, М - абсолютна зоряна величина) приводить до наступної основній формулі фотометричних відстаней r ф (пс):
lg r ф = 0,2 (m - M) + 1.
При визначенні r ф за вищеназваною формулою похибка складає ~ 30%.
Для світил, у яких відомі тригонометричні паралакси, можна, визначивши М за цією ж формулою, зіставити фізичні властивості з абсолютними зоряними величинами. Це зіставлення показало, що абсолютні зоряні величини багатьох класів світил (зірок, галактик та ін) можна оцінювати по ряду їх фізичних властивостей.
Знаючи відстані до деякого числа зірок, обчислені методом паралакса, можна було вирахувати світності і зіставити їх із спектром тих самих зірок, (див. рис. 2). З діаграми видно, що кожному визначеному підкласу зірок (наприклад A) відповідає певна світність, таким чином, досить точно визначити спектральний клас і можна з'ясувати її світність, а отже, і відстань.
Іноді певного класу відповідає інша світність, але в цьому випадку і спектр у них дещо інший. Спектри карликів і гігантів розрізняються інтенсивністю певних ліній або їх пар, причому ця відмінність можна з'ясувати, досліджуючи близько знаходяться зірки. Ця відмінність пов'язана з тим, що атмосфери гігантів ширший і розрідження. Точність визначення відстані таким способом складає ~ 20%.
Малюнок 2: діаграма залежності спектрального класу від абс. зоряної величини (Герцшпрунга - Рессела)



Визначення відстані за відносними швидкостями.

Непрямим показником відстані до зірок є їх відносні швидкості: як правило, чим ближче зірка, тим більше зміщується вона по небесній сфері. Визначити таким способом відстань, звісно не можна, але цей спосіб дає можливість "виловлювати" близькі зірки.
Також існує інший метод визначення відстаней за швидкостями, який можна застосовувати для зоряних скупчень. Він заснований на тому, що всі зірки, що належать одному скупченню, рухаються в одному і тому ж напрямку по паралельних траєкторіях. Вимірявши променеву швидкість зірок за допомогою ефекту Доплера, а також швидкість, з якою ці зірки зміщуються відносно дуже віддалених, тобто умовно нерухомих зірок, можна визначити відстань до даного нас скупчення.

Цефеїди.

Важливий метод визначення фотометричних відстаней в Галактиці і до сусідніх зоряних систем - галактик - заснований на характерному властивості змінних зірок - цефеїд.
Першою з виявлених цефеїд була d Цефея, яка змінювала свій блиск з амплітудою 1, температуру (на 800K), розмір і спектральний клас. Цефеїди - це нестійкі зірки спектральних класів від F6 до G8, які пульсують в результаті порушення рівноваги між силою тяжіння і внутрішнім тиском, причому крива зміни їх параметрів нагадує гармонійний закон. З плином часу коливання слабшають і загасають; на цей момент було виявлено поступове припинення змінності у зірки RU Жирафа, виявленої в 1899 році. До 1966 року її змінність повністю припинилася. Періоди різних цефеїд від 1,5 годин до 45 діб. Всі цефеїди - гіганти великої світності, причому світність строго залежить від періоду за формулою:
M = - 0,35 - 2,08 lg T.
Так як, на відміну від вищенаведеної діаграми Герцшпрунга - Ресселла (див. рис. 2) залежність чітка, то й відстані можна визначати більш точно. Для долгоперіодічних цефеїд (періоди коливань від 1 до 146 діб), що відносяться до зоряного населенню I типу (плоскої складової Галактики), встановлена ​​важлива залежність період - світність, згідно з якою, чим коротше період коливань блиску, тим цефеїд слабше за абсолютною величиною. Знаючи із спостережень період T, можна знайди абсолютну зоряну величину M, а, знаючи абсолютну зоряну величину і знайшовши зі спостережень видиму зоряну величину m, можна знайти відстань. Такий метод знаходження відстаней застосовується не тільки для визначення відстані до самих цефеїд, але і для визначення відстаней до далеких галактик, в складі яких вдалося виявити цефеїди (це зробити не дуже важко, так як цефеїди мають досить великий світністю).

Список літератури .

1. Сюняєв Р. А. Фізика космосу, 2-е вид. Москва, вид. «Радянська енциклопедія», 1986 р.
2. Волинський Б. А. Астрономія. Мо
Додати в блог або на сайт

Цей текст може містити помилки.

Астрономія | Реферат
29.4кб. | скачати


Схожі роботи:
Визначення відстаней і розмірів тіл у Сонячній системі 2
Визначення відстаней і розмірів тіл у Сонячній системі
Походження галактик і зірок Будова нашої Галактики Еволюція зірок
Основні характеристики зірок Народження зірок
Основні характеристики зірок. Народження зірок
Основні характеристики зірок. Народження зірок
Зближення об`єктів до нанометрових відстаней
Походження Землі і планет
Будова Землі та планет
© Усі права захищені
написати до нас
Рейтинг@Mail.ru