Вимірювання кількісних та якісних характеристик зірок

Прилади, за допомогою яких ведеться спостереження.

Оптичні телескопи.

Неозброєним оком на небі можна спостерігати близько 6000 зірок до 6-ої зоряної величини; за допомогою телескопів близько 2 мільярдів до 21-ої зоряної величини.

Таблиця 1: Число яскравіше даної зоряної величини

Найбільша кількість виявлених зірочок припадає на 15-17 зоряну величину (див. графік). Як було підраховано поблизу нас на одну зірку доводиться в середньому обсяг близько 357 кубічних світлових років і середня відстань між зірками становить близько 9,5 світлових років. Більшість зірок становлять карлики 14-15 абсолютної зоряної величини і зі світністю 0,01 світності Сонця.

Оптичний телескоп був першим з що з'явилися приладів для спостереження за зірками (винайдений приблизно в 17 столітті Галілеєм) існує 3 типи оптичних телескопів: рефрактори (лінзові), рефлектори (дзеркальні) і комбіновані дзеркально-лінзові системи. В даний час очима в телескоп природно ніхто не дивиться, а використовують фотопластинки, які в подальшому досліджують за допомогою різних пристосувань.

Інші прилади.

Також в астрономії використовуються прилади, що дозволяють розкласти світло на спектр (спектрограф), виміряти яскравість зірки (фотометри) і виміряти тепло, що приходить від зірки (термоелементи). Створення таких приладів вимагає великої точності, яка стала можлива тільки при сучасному рівні розвитку науки.

Природно, що в спостереженні за допомогою будь-яких приладів дуже великий вплив можуть надати перешкоди, створювані Землею: її атмосферою, магнітним полем, шумами, викликаними людською діяльністю. Тому обсерваторії і станції спостереження розташовують у горах, далеко від великих міст, а з розвитком космонавтики виводять на навколоземну орбіту, що досить дорого, але дозволяє майже повністю виключити вплив атмосфери на показання приладів.

Спектри зірок, мету і методи їх вивчення, інформація, що міститься в спектрах.

Типи спектрів.

Сучасна наука виділяє 3 види спектрів: суцільний (безперервний) спектр, лінійчатий спектр (спектр випромінювання або поглинання) і смугастий спектр. Вивчаючи спектри зірок можна з'ясувати хімічний склад корони зірки (і отже, її температуру), а також швидкість руху зірки щодо сонячної системи та швидкість обертання її навколо своєї осі. Згідно спектрами зірки діляться на спектральні класи.

Таблиця 2: Спектральні класи зірок.

Хімічний склад зірок.

Хімічний склад ядра зірки за допомогою спектрального аналізу визначити неможливо; можна тільки припускати, виходячи з теоретичних розрахунків. Хімічний склад атмосфер зірок і Сонця в основному майже однаковий і близький до хімічного складу земної кори, за винятком того, що на Землі немає помітних кількостей водню і гелію (див. таблицю).

Таблиця 3: порівняльне достаток х. е.. в атмосферах зірок, земній корі і кам'яних метеоритах.

Примітка: в таблиці дано lg. середнього числа атомів в стовпі атмосфери перетином 1 см2 для зірок і сонця в порівнянні з такими ж, але відносними даними для Землі і метеоритів.

У хімічному складі деяких зірок можливі деякі відхилення від середньої норми. Так, є зірки, кілька більш багаті неоном або стронцієм, в деяких холодних зірок зустрічається аномально багато ізотопу вуглецю 13.

Метод паралласкса.

Метод паралакса є на даний момент найбільш точним способом визначення відстаней до зірок, однак він не застосуємо до зірок, віддаленим від нас на відстань більше, ніж 300 пс. Метод паралакса полягає у вимірі з високою точністю кутів a і b і на основі їх, а також знаючи зміщення Землі за півроку (2 а.о.) можливо визначити відстань з тригонометрії.

По діаграмі Герцшпрунга - Рессела.

Якщо знати світність зірки і її видимий блиск, то відстань до неї знаходиться за формулою lg. (D) = (m-M +7,5) / 5, де D - відстань у світлових ро ках, M - абсолютна зоряна величина (видимий блиск зірки, якщо б вона була на відстані 10 пс), m - видима зоряна величина. Як з'ясували вчені, спектри зірок є хорошими покажчиками світності, а отже, і відстані до них.

Знаючи відстані до деякого числа зірок, обчислені методом паралакса, можна було вирахувати світності і зіставити їх із спектром тих самих зірок, (див. діаграму спектр-світність). З діаграми видно, що кожному визначеному підкласу зірок (наприклад A1) 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%.

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 напрвлений 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.

Відстані до галактик приблизно можна визначити за відстанню до знаходяться в цих галактиках цефеїд.

Цефеїди.

Періодичні зміни блиску характерні не тільки для подвійних зірок, але і для змінних зірок - так званих "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 діаграми спектр - світність, залежність чітка, то й відстані можна визначати більш точно: знаючи із спостережень період (T), можна знайди абсолютну зоряну величину (M), а знаючи абсолютну зоряну величину і знайшовши зі спостережень відносну ( 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).

Існують також інші типи змінних зір, які не є цефеїд. Виявлено, наприклад, змінні зірки, у яких період близько 1 року, існують також взагалі неправильні зірки, в періодах яких не вдалося з'ясувати жодної закономірності. У 70-их роках увагу астрономів привернули червоні карлики, блиск яких несподівано зростає в кілька сотень разів протягом декількох хвилин, причому ці спалахи відбуваються не тільки в оптичному діапазоні. Такі зірки назвали спалахуючими.

Яскравості і світності зірок.

Існую дві величини, що характеризують зірку з точки зору світності: це абсолютна зоряна величина (видимий блиск зірки, якщо б вона була на відстані 10 пс) і світність (кількість енергії, що випускається зіркою за 1 с), і одна величина, що характеризує зірку з точки зору того, наскільки добре ми її бачимо: видима зоряна величина. Природно, що видима зоряна величина залежить не тільки від світності, але і від відстані до зірки.

Таблиця 4: десять найяскравіших зірок і Сонце.

Таблиця 5: десять найближчих зірок і Сонце.

З цих двох таблиць добре видно, що видима зоряна величина не залежить ні від відстані ні від світності окремо, а тільки від їх сукупності.

Температура зірок і способи її знаходження.

Способи визначення температури поверхні зірок дуже різноманітні і вони перевіряють один одного, температура ядра зірки знаходиться тільки виходячи зі складних теоретичних розрахунків, і досягає декількох мільйонів градусів. Результати застосування різних способів добре сходяться один з одним (див. Температури в табл. Зоряних спектрів). Температури зірок можна вимірювати, вловлюючи отримується від них тепло (і знаючи відстань) з допомогою термоелементів; обчислювати їх за розміром і світності зірок; обчислювати за спектром, який дає інформацію про хімічний склад і ступеня іонізації газів (кожен газ має свою температуру іонізації, отримувану експериментально).

Швидкості зірок.

Вимірювання швидкості.

Для більшості зірок ніякого переміщення помітити не вдається, тому що вони дуже далекі від нас, а спостереження, хоч і проводилися кілька тисячоліть тому (Єгипет, Рим, Греція, Китай ...), але були недостатньо точні і майже не збереглися до наших днів .

Для визначення швидкості зірок у наш час використовуються фотографії неба, які дуже зручно порівнювати один з одним. Також спостерігається швидкість зірок залежить від напрямку реальної швидкості (див. малюнок).

Для визначення не спостерігається швидкості використовується метод спектрального аналізу. Якщо джерело коливань (у даному випадку світлових) рухається щодо нас, то довжина хвилі цих коливань, як вони сприймаються нами, змінюється - при зближенні коротшає (зміщується до фіолетового кінця спектра), при видаленні збільшується (зміщується до червоного кінця спектра), то ж саме відноситься і до наближати або віддаляти краю зірки. Неозброєним оком це зміщення майже непомітно, проте лінії в спектрі зміщуються за формулою u = c (Dl / l), де u - швидкість джерела, c - швидкість світла, Dl-зміна частоти, l - нормальна довжина хвилі (закон Доплера). Поєднуючи отримані значення для спостерігається і не спостерігається швидкостей можна зробити висновок не тільки про швидкість, але і про напрямок руху зірки. До теперішнього часу визначені спостережувані швидкості для 100000 зірок і неспостережний для 7000. Це пов'язано з тим, що при визначенні спостережуваних швидкостей велику роль грає відстань і сама швидкість, а для розрахунку неспостережуваних - видима зоряна величина, якою визначається можливість отримати досить чіткий спектр.

Розміри зірок.

Очевидно, що методи визначення розмірів планет до зірок не підходять, у зв'язку з тим, що дисків більшості зірок не видно навіть у найпотужніші телескопи. Але вдалося візуально виміряти діаметр для невеликої кількості зірок. Вперше це було зроблено в 1920 році для зірки Бетельгейзе в сузір'ї Оріона.

Однак існують непрямі методи визначення розмірів зірок за їх світимості. Оскільки зірку можна представити як абсолютно чорне тіло, то закон випромінювання їй енергії в різних частинах спектра відомий. Якщо знати температуру (п.4) зірки та її світність (п.3), то можна обчислити повну енергію, що випускається зіркою. Одночасно для неї, як для абсолютно чорного тіла можна обчислити повну енергію, що випускається з одиниці поверхні (за законом Стефана - Больцмана E ~ T4). Таким чином, знаючи одночасно і питому і повну енергію можна обчислити площу поверхні зірку, а з неї, враховуючи, що зірка - це куля і її діаметр.

Розміри зірок істотно різняться між собою між собою: існують карлики (вони, як правило, білі і гарячі), гіганти (червоні і холодні) і звичайні зірки, яких більшість.

Білі карлики.

Білі карлики - імовірно результат еволюції зірок типу Сонця мають масу приблизно рівну масі Сонця і не перевищує 1,2 маси Сонця, радіус в 100 разів менше сонячного, і, отже, щільність в 1 млн. раз більше сонячної. Речовина білих карликів знаходиться в стані виродженого газу, при якому тиск усередині зірки не залежить від температури, а залежить тільки від щільності (тому на діаграмі спектр - світність неможливо визначити світність БК по їх температурі); але зате їх маса залежить від радіуса (маса назад пропорційна радіусу). Класичним прикладів білого карлика є Сіріус B.

Нормальні зірки (зірки основної послідовності).

Нормальні зірки становлять більшість зірок нашої галактики, в тому числі і Сонце

Червоні гіганти.

Червоні гіганти - це імовірно проміжна ступінь еволюції межу нормальними зірками і білими карликами. Їх маса становить приблизно 10-100 мас Сонця (якщо вони результат еволюції, то залишається загадкою, звідки вони беруть відсутню масу), радіус 30-300 радіусів Сонця. Імовірно ядром КГ є БК, який займає приблизно 1% від його розмірів і 25% від його маси.

Маса зірок; подвійні зірки.

Сучасні методи спостереження за зірками дозволяють точно визначити маси тільки подвійних зірок.

Фізична природа подвійних зірок.

Подвійні зірки - це дві (іноді зустрічається три і більше) зірки, які обертаються навколо загального центру ваги (див. Малюнок). Існують різні подвійні зірки: бувають дві схожі зірки в парі, а бувають різні (як правили це червоний гігант та білий карлик). Але, незалежно від їх типу, ці зорі найкраще піддаються вивченню: для них, на відміну від звичайних зірок, аналізуючи їхню взаємодію можна з'ясувати майже всі параметри, включаю масу, форму орбіт і навіть характеристики близько розташованих до них зірок. Як правило, ці зірки мають дещо витягнуту форму внаслідок взаємного тяжіння. Багато таких зірок відкрив і вивчив на початку нашого століття російський астроном С. Н. Блажко.

Виявлення подвійних зірок.

Як правило, подвійні зірки на небі виявляються візуально (перша і них була відкрита ще древніми арабами) щодо зміни видимого блиску (тут небезпечно переплутати їх з цефеїд) (див. Малюнок) і близького знаходження один до одного, хоча іноді буває, що дві зірки випадково видно поруч, а насправді знаходяться на значній відстані і не мають загального центру ваги (т.зв. оптично подвійні зірки), проте це зустрічається досить рідко.

Також, коли одна з зірок не видно, можна визначити що зірка подвійна по траєкторії: траєкторія видимої зірки буде не пряма, а звивиста; причому за характеристиками цієї траєкторії можна обчислити другу зірку, як, наприклад, це було у випадку з Сіріусом.

Вимірювання параметрів подвійних зірок.

Якщо припустити, що закон всесвітнього тяжіння постійний в будь-якій частині нашої галактики, то, можливо, виміряти масу подвійних зірок виходячи із законів Кеплера. За III законом Кеплера: ((m1 + m2) P2) / ((Mсолнца + mЗемлі) T2) = A3/a3, де m1 і m2 - маси зірок, P - їх період обігу, T - один рік, A - велика піввісь орбіти супутника щодо головної зірки, a - відстань від Землі до Сонця. З цього рівняння можна знайти суму мас подвійної зірки, тобто масу системи. Масу кожної з зірок окремо можна знайти, знаючи відстані кожній із зірок від їх загального центру мас (x1, x2). Тоді x1 / x2 = m2 / m1.Ісследуя маси різних зірок, було з'ясовано, що їх розбіжність не дуже великий: від 40 мас Сонця до 1 / 4 маси Сонця.

Інші параметри подвійних зірок (температура, яскравість, світність ...) досліджуються так само, як і в звичайних.

Характерні приклади подвійних зірок.

a Центавра.

a Центавра складається з двох зірок - a Центавра А і a Центавра В.

a Центавра А має параметри, майже аналогічні параметрам Сонця: Спектральний клас G, температура близько 6000 K і таку ж масу і щільність. a Центавра В має масу на 15% менше, спектральний клас K5, температуру 4000 K, діаметр 3 / 4 сонячного, ексцентриситет (ступінь витягнутості еліпса, що дорівнює відношенню відстані від фокуса до центру до довжини велика піввісь, тобто ексцентриситет окружності дорівнює 0 )

- 0,51. Період обертання - 78,8 року, велика піввісь - 23,3 а. е., площина орбіти нахилена до променя зору під кутом 11, центр ваги системи наближається до нас зі швидкістю 22 км / c, поперечна швидкість 23 км / c, тобто загальна швидкість спрямована до нас під кутом 45o і становить 31 км / c.

Сіріус.

Сіріус, як і a Центавра теж складається з двох зірок - А і В, проте на відміну від неї обидві зірки мають спектральний клас A (A-A0, B-A7) і, отже, значно більшу температуру (A-10000 K, B - 8000 K). Маса Сиріуса А - 2,5 Mсолнца, Сіріуса У - 0,96 Mсолнца. Однак при дослідженні Сіріуса, навіть знаючи про існування супутника, його довго не могли виявити через те, що його щільність в 75 тисяч разів більше, ніж у Сіріуса А, а отже, розмір і світність ~ в 10 тисяч разів менше. Це пов'язано з тим, що атоми Сіріуса B знаходяться у повністю іонізованому стані, а світло, як відомо, випромінюється лише при переході електрона з орбіти на орбіту.

Сонячна система

Земля і планети. Античні і сучасні дослідження.

Вперше отримати досить точні розміри нашої планети вдалося давньогрецького математику і астрономові Ератосфеном в I столітті до нашої ери (точність близько 1,3%). Ератосфен виявив, що опівдні найдовшого дня літа, коли Сонце в небі міста Асуана знаходиться в найвищому положенні і його промені падають вертикально, в Олександрії в цей же час зенітна відстань Сонця становить 1 / 50 частину кола (ті 7о 12!). Знаючи відстань від Асуана до Олександрії, він зміг обчислити радіус Землі, який за його підрахунками склав 6290 км ..

Не менш істотний внесок в астрономію вніс мусульманський астроном і математик Біруні, що жив в X-XI столітті н. е. .. Незважаючи на те, що він користувався геоцентричної системою, йому вдалося досить точно визначити розміри Землі і нахил екватора до екліптики. Розміри планет їм хоч і були визначені, але з великою помилкою, єдиний розмір, визначений ним відносно точно - розмір Місяця.

У XV столітті Коперник висунув геліоцентричну теорію про будову світу. Теорія, як відомо, досить тривалий час не мала розвитку, так як була переслідувана церквою. Остаточно система була уточнена І. Кеплером в кінці XVI століття. Так само Кеплер відкрив закони руху планет і розрахував ексцентриситети їх орбіт, теоретично створив модель телескопа. Галілей, який жив трохи пізніше Кеплера, сконструював телескоп зі збільшенням в 34,6 разів, що дозволило йому оцінити навіть висоту гір на Місяці, також він виявив характерне відмінність при спостереженні в телескоп зірок і планет: чіткість виду і форми у планет була значно більше, а також виявив кілька нових зірок.

Протягом майже 2000 років астрономи вважали, що відстань від Землі до Сонця дорівнює 1200 відстаням Землі, тобто допускаючи помилку приблизно в 20 разів! Вперше ці дані були уточнені тільки в кінці XXVII століття як 140 млн. км, тобто з помилкою на 6,3% астрономами Кассіні і Ріше. Вони ж визначили швидкість світла як 215 км / c, що було істотним проривом в астрономії, так як раніше вважали, що швидкість світла нескінченна. Приблизно в цей же час Ньютоном було відкрито закон всесвітнього тяжіння і розкладання світла на спектр, що поклало початок спектральному аналізу через кілька століть.

У кінці XVIII - початку XIX століття був відкритий метод спектрально аналізу, за допомогою якого було виявлено присутність на Сонці декількох хімічних елементів, включаючи невідомий раніше гелій.

Відстані до інших планет сонячної системи в даний час визначаються за допомогою III закону Кеплера: (Tа / Tb) 2 = (Ra / Rb) 3, де Tа і Tb - періоди обертання планет, а Ra і Rb - радіуси їх орбіт. Періоди обертання планет можуть бути виміряні безпосередньо (для Землі - 365,26 діб, для Венери - 224,70 діб ...). Таким чином, знаючи радіус орбіти Землі можна знайти радіус орбіти будь-який інший планети сонячної системи. Масу інших планет Сонячної системи і Сонця також визначають за допомогою законів Кеплера. (Rпл) 3 = G (Mпл + MС) * (tпл) 2

Завдяки науково-технічної революції в наш час стало можливим дослідження різних космічних об'єктів, включаючи зірки з величезною точністю, що дозволило з'ясувати будову не тільки сонячної системи, але і всієї галактики, а також інших галактик.

Сонце.

Сонце ближче до нас, ніж інші зірки, тому його можна вивчити особливо детально, і порівнювати характеристики інших зірок вже з характеристиками Сонця для більшої наочності. Ще Галілей в 17 столітті проводив спостереження за Сонцем, виявивши на ньому плями, і за їх обертанню зробив висновок про обертання Сонця навколо своєї осі. Наприклад, повне випромінювання Сонця становить ~ 3.79 * 1026 Ват, діаметр Сонця ~ 1,4 * 109 м., що ~ в 109 разів більше діаметру Землі, маса Сонця ~ 2 * 1030 кг., Температура фотосфери ~ 6000K, відстань до Сонця ~ 1,49 * 1011 м. (що прийнято за одиницю вимірювання відстаней в Сонячній системі-1 астрономічну одиницю). Найбільш зручно вивчати хімічний склад корони Сонця під час сонячних затемнень, при яких вона видно найвиразніше, проте затемнення явище досить рідкісне і в 1930 р Ліо винайшов коронограф-прилад, що дозволяє спостерігати корону й протуберанці в будь-який час. У процесі дослідження спектру Сонця були відкриті три нові елементи - гелій, короною і небуло. Два останніх надалі виявилися сильно іонізованими атомами кисню і заліза.

Таблиця 6: Хімічний склад Сонця.

Надра Сонця, згідно з теоретичними розрахунками має бути біднішими воднем. Сонце являє собою жовтий карлик класу G4, що знаходиться в головній послідовності. Спостереження за Сонцем проводяться як у звичайні оптичні телескопи з затіненими стеклами, так і в неоптичні телескопи, що дозволяє отримати інформацію про будову поверхні Сонця більш докладно. Наприклад, за допомогою дослідження і аналізу гамма випромінювання від Сонця в момент спалаху вдалося виявити дейтерій і тритій, що є непрямим доказом теоретичних викладок про термоядерні реакції на Сонці. Завдяки спостереженнями за Сонцем створена теорія еволюції зірок, зроблені важливі відкриття в області астрофізики, фізики термоядерних реакцій, хімії та багатьох інших областях.

Рух сонячної системи.

Для точного визначення дійсних швидкостей зірок природно необхідно внести корективу на швидкість самої сонячної системи. Припустивши, що рух зірок безладно, на небі береться ділянка з великим числом зірок і вимірюється середня швидкість руху в них. Таким чином, хаотичні рухи взаємно виключаються і залишається тільки той рух, який є для них спільним. Також за допомогою спектрального аналізу можна встановити, в якій ділянці неба зірки в середньому з найбільшою швидкістю від нас віддаляються, а в якому - наближаються. З аналізу отриманих даних можна з'ясувати швидкість і напрямок руху сонячної системи. Як було з'ясовано сонячна система рухається зі швидкістю ~ 20 км / c у напрямку до кордону сузір'їв Ліри і Геркулеса.