Kosmik obyektlərə olan məsafələr (müəyyən etmə üsulları)

Planetlərə olan məsafələrin təyini.

Çərşənbə. Planetin Günəşdən r məsafəsi (AB-nin fraksiyaları ilə) onun orbital dövründən T tapılır:
, (1)
burada r AU və Yer illərində T ilə ifadə edilir. Günəşin kütləsi ilə müqayisədə planetin kütləsi laqeyd qala bilər. Formula (1) 3-dən sonra gəlir. Aya və planetlərə olan məsafələr radar üsulları ilə yüksək dəqiqliklə müəyyən edilir (bax).

Ən yaxın ulduzlara olan məsafələrin müəyyən edilməsi.

Yerin öz orbitində illik hərəkətinə görə, yaxınlıqdakı ulduzlar uzaq "sabit" ulduzlara nisbətən bir qədər hərəkət edirlər. Bir il ərzində belə bir ulduz səma sferasında kiçik bir ellipsi təsvir edir, ulduzdan uzaqlaşdıqca ölçüləri kiçilir. Bucaq ölçüsündə bu ellipsin yarı böyük oxu təxminən max dəyərinə bərabərdir. ulduzdan 1 AU görünən bucaq. (yerin orbitinin yarım böyük oxu), ulduzun istiqamətinə perpendikulyar. Bu bucaq (), illik və ya triqonometrik adlanır. ulduzun paralaksı, triqonometriya əsasında ona olan məsafəni ölçməyə xidmət edir. bucağı və əsası məlum olan ZSA üçbucağının tərəfləri və bucaqları arasındakı əlaqələr - yerin orbitinin yarım əsas oxu (şəkil 1).

Ulduza olan məsafə r, onun triqonometrik dəyəri ilə müəyyən edilir. paralaks bərabərdir:
(a.u.), (2)
burada paralaks qövs saniyələrlə ifadə edilir.

Günəş sisteminə ən yaxın ulduz olan qırmızı cırtdan 12-ci Proksima Sentavrın paralaksı 0,762, yəni. ona olan məsafə 1,32 pc (4,3 işıq ili) təşkil edir.

Ölçmələrin aşağı həddi triqonometrikdir. paralakslar ~ 0,01", buna görə də 100 pc-dən çox olmayan məsafələri ölçmək üçün istifadə edilə bilər (50% nisbi xəta ilə). 20 pc-ə qədər olan məsafələrdə nisbi xəta 10% -dən çox deyil. Astronomiyada daha uzaq ulduzlara olan məsafələr əsasən fotometrik üsulla müəyyən edilir (aşağıya bax).

Paralaktikdən əlavə yaxın ulduzların yerdəyişmələri, kosmik detalların görünən yerdəyişmələri zamanı yalnız iki hal qeyd edilə bilər. səmadakı cisimlərdən də onlara olan məsafələri dəqiq müəyyən etmək üçün istifadə edilə bilər. Bu bir neçədir. yaxınlıqda hərəkət edən ulduz qrupları və sürətlə hərəkət edən qazlı qabıqlar və ya yığınlar. Fenomenin bir nümunəsi. yeni və fövqəlnova, genişlənən qabıqları üçün qövs saniyələrində görünən genişlənmə sürəti ilə birlikdə bir spektr müəyyən edilə bilər. yol radial genişlənmə sürəti.

Məsafələri təyin etmək üçün fotometrik üsul.

Bərabər gücə malik işıq mənbələrinin yaratdığı işıqlandırma onlara olan məsafələrin kvadratları ilə tərs mütənasibdir. Nəticə etibarı ilə, eyni işıqlandırıcıların görünən parlaqlığı (yəni, Yerin yaxınlığında işıq şüalarına perpendikulyar olan tək bir sahədə yaradılmış işıqlandırma) onlara olan məsafələrin ölçüsü kimi xidmət edə bilər. İşıqlandırmanın böyüklükdə ifadəsi ( m- görünən, M- mütləq böyüklük) aşağıdakı əsasa gətirib çıxarır. f-le fotometrik. məsafələr r f (pc):
. (3)

Triqonometrik düsturları məlum olan işıqforlar üçün. paralaksları təyin etmək olar M eyni düsturdan istifadə edərək fiziki müqayisə edin Qarın əzələsi olan müqəddəslər. ulduz böyüklükləri. Bu müqayisə göstərdi ki, abs. bir çox sinif işıqlandırıcıların (ulduzlar, qalaktikalar və s.) böyüklükləri onların bir sıra fiziki xassələri ilə qiymətləndirilə bilər. St.

Əsas abs qiymətləndirilməsi üsulu. ulduzların böyüklükləri spektral: eyni spektr sinfinə aid ulduzların spektrlərində onların abs-lərini göstərən xüsusiyyətlər tapılır. böyüklük (əksər hallarda bu, ulduzların artan parlaqlığı ilə ionlaşmış atomların xətlərinin artmasıdır). Bu xüsusiyyətlərə əsasən ulduzlar parlaqlıq siniflərinə bölünür (bax). Ulduzların spektrlərindən təxmin edilən siniflərə və parlaqlığın daha kiçik alt siniflərinə görə abs tapa bilərsiniz. 0,5-ə qədər xəta ilə dəyərlər m. Bu xəta f-le (3) istifadə edərək r f təyin edərkən 30% nisbi xətaya uyğundur.

Ulduz klasterlərinə olan məsafələri təyin etmək üçün xüsusi alət var. çoxluqdakı ulduzların görünən böyüklük-göstərici rəng diaqramından istifadə edən üsul. Bizə yaxın çoxluqlarda eyni tipli ulduzlardan tərtib edilən “mütləq böyüklük-rəngləri göstər” diaqramı ilə müqayisə edilir (şək. 2). Müqayisə edilmiş diaqramlar arasındakı şaquli sürüşmə məsafə moduluna bərabərdir ( m-M), Krom görə (3) düsturundan istifadə edin və sözdə tapın. fotometrik ulduz klasterinin r f məsafəsi (20% nisbi xəta ilə).

I tip ulduz populyasiyasına (Qalaktikanın düz komponenti) aid olan uzunmüddətli sefeidlər (salınma dövrləri 1-dən 146 günə qədər) üçün mühüm dövr-parlaqlıq əlaqəsi qurulmuşdur ki, ona görə də dövr nə qədər qısa olur. parlaqlıq salınımları, mütləq mənada Sefeid daha zəifdir. ölçüsü. Bu asılılıqdan istifadə edərək abs təyin edə bilərsiniz. Sefeidlərin böyüklüyü onların parlaqlıq dəyişmə dövrlərinin müddəti ilə və buna görə də fotometrikdir. Sefeidlərə və ulduz klasterlərinə, spiral qollara və onların müşahidə edildiyi ulduz sistemlərinə olan məsafələr (bax). Sefeidlərdən məsafələrin müəyyən edilməsində səhv ulduz klasterləri üçün orta hesabla 40% təşkil edir (bəzi hallarda daha az).

Ekstraqalaktik məsafələrin təyini.

Yaxın qalaktikalara olan məsafələr Sefeidlərin görünən böyüklüklərinin və bu ulduz sistemlərindəki ən parlaq ulduzların təxminləri ilə müəyyən edilmişdir. Bir neçə mindən çox Sefeid tapıldı. yüzlərlə - Andromeda dumanlığında. Sefeidlər həmçinin təqribən radiusda yerləşən yeddi nizamsız və spiral qalaktikada aşkar edilmişdir. Qalaktikamızın ətrafında 3 Mpc.

Sefeidləri aşkar etmək mümkün olmayan sistemlərdə onlar ən parlaq supernəhəng ulduzları və ən yüksək parlaqlıq siniflərinin nəhənglərini axtarırlar. Ən parlaq super nəhənglər bir neçə yerdə kəşf edilmişdir 10 Mpc-ə qədər radiusda yüzlərlə spiral və nizamsız qalaktika (onların mütləq böyüklükləri -9 ilə -10 arasında dəyişir) m). Elliptik şəkildə Qalaktikalarda I tip populyasiya (uzun dövrlü Sefeidlər, supernəhənglər və isti qaz dumanlıqları) yoxdur. Odanko kiçik elliptik. Yerli Qrupumuzun qalaktikaları (bax) fotoşəkillərdə ulduzlar parçalanır, ən parlaqları qırmızı nəhənglər oldu, bizim Qalaktikamızın qlobular ulduz dəstələrindəki nəhənglərə bənzəyir (bu nəhənglərin mütləq böyüklükləri -2-ə çatır) m, aşkarlama radiusu - təqribən. 1 Mpc). Qırmızı nəhənglərdən fotometrikləri təxmin etmək olar. elliptikə qədər olan məsafələr 20% xəta ilə Yerli qalaktikalar qrupuna daxil olan qalaktikalar.

və məsafə göstəriciləri kimi də istifadə olunur.

Bəzi qalaktikalarda parlaq qaz dumanlıqları müşahidə olunur. Məlum oldu ki, qalaktikalardakı ən böyük dumanlıqların xətti ölçüləri demək olar ki, eynidir. Buna görə də, kosmik qalaktikada ən parlaq dumanlığın d" bucaq ölçülərini ölçməklə, bu qalaktikaya olan r məsafəsini müəyyən etmək mümkündür. Bu üsul 15 Mpc məsafəyə qədər olan spiral və nizamsız qalaktikalara şamil edilir. Bunun xətası metodu ən azı 10% təşkil edir.

Digər qalaktikalara fotometrik. məsafələr qalaktikanın inteqral böyüklüyünü təxmin etməklə daha kobud şəkildə müəyyən edilə bilər. Xarici xüsusiyyətlərinə görə Spiral qalaktikaların növü (qalınlığı, spiral qollarının uzunluğu, səthin parlaqlığı və s.) çox vaxt qalaktikanın parlaqlığını təxmini olaraq təxmin edə və ya ən azı qalaktikanın cırtdan qalaktika olmadığını müəyyən edə bilər. Sonuncu halda, onun abs. inteqral qiyməti şərti olaraq -20-yə bərabər qəbul edilə bilər m(müq. nəhəng qalaktikalar üçün dəyər) və görünən böyüklükdən məsafəni təxminən təxmin edin.

Böyük məsafələrdə (> 1000 Mpc) qalaktikaların və digər kosmik obyektlərin görünən parlaqlığı. cisimlər yalnız məsafənin kvadratının fotometrik qanununa görə deyil, həm də işığın udulmasına əlavə olaraq, qəbul edilməli olan Kainatın genişlənməsini əks etdirən uzaq radiasiya mənbələrinin "qırmızılaşması" səbəbindən zəifləyir. fotometrik müəyyən edilərkən nəzərə alınır. məsafələr

Qırmızı yerdəyişmə ilə məsafələrin müəyyən edilməsi

Fotometrik müqayisə onların spektrinin sürüşmə dəyəri z olan qalaktikalara olan məsafələr. spektrin qırmızı ucuna olan xətlər göstərdi ki, qiymət r () məsafəsinə mütənasibdir: z=Hr/c, burada H Hubble sabitidir. Buradan uzaq qalaktikalara, radioqalaktikalara və kvazarlara olan məsafələri təyin etmək üçün düstur alırıq:
r=cz/H (Mpc). (4)

500 Mpc-ə qədər sistem ekstraqalaktikdir. məsafələr (fotometrik və Hubble) səthi temperaturlarının və qabıqların genişlənmə sürətlərinin ölçülməsindən fövqəlnovalara olan məsafələrin birbaşa təyini ilə təsdiq edilmişdir. Əhəmiyyətli dərəcədə böyük məsafələrə dair etibarlı hesablamalar hələ yoxdur.
Sözləri olan nəşrlər: qalaktik ulduz qruplarına olan məsafə - məsafə

düyü. 1. Gündəlik paralaks

Başqa sözlə, gündəlik paralaks bucaqdır R", onun altında müşahidə nöqtəsinə çəkilmiş Yerin radiusu görünəcək (şək. 1).

Müşahidə zamanı zenitdə yerləşən ulduz üçün gündəlik paralaks sıfırdır. Parlaq olsaydı Müfüqdə müşahidə edilir, sonra onun gündəlik paralaksı maksimum qiymət alır və deyilir çayın üfüqi paralaksı.

Üçbucaqların tərəfləri və bucaqları arasındakı əlaqədən SƏCƏM" Və HƏCM(Şəkil 1) bizdə var

R / Δ = sin p / / sin z / və R / Δ = sin p (1)

Buradan alırıq

sin p / =sin p sin z / . (2)

Günəş sisteminin bütün cisimləri üçün üfüqi paralaks kiçikdir (Ay üçün orta hesabla R - 57" Günəşə yaxın p = 8.79", planetlər 1"-dən azdır).

Buna görə də bucaqların sinusları R və sonuncu düsturdakı p" bucaqların özləri ilə əvəz oluna və yazıla bilər

səh" = səh günah z". (3)

Gündəlik paralaks səbəbindən ulduz bizə üfüqdən yuxarıda, müşahidə Yerin mərkəzindən aparılsaydı, olduğundan daha aşağı görünür; bu halda paralaksın işığın hündürlüyünə təsiri zenit məsafəsinin sinusuna mütənasibdir və onun maksimum qiyməti üfüqi paralaksa bərabərdir. R.

Yer kürə şəklində olduğundan, üfüqi paralaksları təyin edərkən fikir ayrılıqlarının qarşısını almaq üçün Yerin müəyyən bir radiusu üçün onların dəyərlərini hesablamaq lazımdır. Belə bir radius kimi Yerin ekvator radiusu Ro = 6,378 km götürülür və onun üçün hesablanmış üfüqi paralakslar adlanır. üfüqi ekvatorial paralakslar s O . Bütün istinad kitablarında verilmiş Günəş sisteminin cisimlərinin bu paralakslarıdır.

1. Planetlərə olan məsafələrin təyini.

Başqa bir təyinetmə üsulu Keplerin üçüncü (zərif) qanununun istifadəsi ilə bağlıdır. Bu halda, planetin Günəşdən orta məsafəsi r (AB-nin fraksiyaları ilə) onun orbital dövründən T tapılır:

burada r AU və Yer illərində T ilə ifadə edilir. Günəşin kütləsi ilə müqayisədə planetin kütləsi laqeyd qala bilər. Formula (4) Keplerin 3-cü qanunundan irəli gəlir. Aya və planetlərə olan məsafələr radar üsulları ilə yüksək dəqiqliklə müəyyən edilir.

Ulduzlara olan məsafəni necə ölçmək olar?

Horizontal paralaks üsulu

Günəşdən 149,6 milyon kilometr məsafədə yerləşən Yer kürəsi bir il ərzində orbitdə kifayət qədər məsafədə “küləklər” əsir.

Bununla belə, həqiqətən nəhəng məsafələr çöldə başlayır. Yalnız 20-ci əsrin əvvəllərində elm adamları kifayət qədər dəqiq ölçmələr apara bildilər və ilk dəfə bəzi ulduzlara olan məsafəni təyin etdilər.

Ulduzlara olan məsafəni təyin etmək üsulu yer orbitinin diametrinin hər iki ucundan onlara doğru istiqaməti dəqiq müəyyən etməkdən (yəni onların mövqeyini təyin etməkdən) ibarətdir və deyilir. "Üfüqi paralaks üsulu". Bunu etmək üçün sadəcə altı ay ilə ayrılmış anlarda ulduzun istiqamətini təyin etməlisiniz, çünki bu müddət ərzində Yer özü müşahidəçini orbitinin bir tərəfindən digər tərəfinə aparır.

Müşahidəçinin kosmosdakı mövqeyinin dəyişməsi nəticəsində yaranan ulduzun yerdəyişməsi (əlbəttə ki, aydındır) olduqca kiçikdir, çətinliklə hiss olunur. Lakin, 0″.01 dəqiqliklə ölçüldü. Çoxdur yoxsa az? Özünüz mühakimə edin - bu, Moskvada Qızıl Meydanda yoldan keçən bir adamın atdığı Ryazan sikkəsinin kənarına baxmaqla eynidir.

Aydın məsələdir ki, belə məsafələrdə və məsafələrdə bizim adət etdiyimiz metrlər, kilometrlər artıq uyğun deyil. Həqiqətən böyük məsafələr, yəni kosmik məsafələr kilometrlərlə deyil, daha rahat şəkildə ifadə olunur. işıq illəri, yəni o məsafələrdə 300.000 km/san sürətlə yayılan işıq bir ildə səyahət edir.

Təsvir edilən üsuldan istifadə edərək, üç yüz işıq ilindən çox uzaqda olan ulduzlara olan məsafəni müəyyən etmək mümkündür. Bəzi uzaq ulduz sistemlərinin ulduzlarından gələn işıq bizə yüz milyonlarla işıq ili uzaqda çatır.

Bu, çox vaxt düşünüldüyü kimi, heç də o demək deyil ki, biz artıq reallıqda mövcud olmayan ulduzları müşahidə edirik. “Göydə əslində artıq olmayan bir şeyi görürük” deməyə ehtiyac yoxdur. Əslində, ulduzların böyük əksəriyyəti o qədər yavaş dəyişir ki, milyonlarla il əvvəl indiki kimi idilər və hətta ulduzlar kosmosda sürətlə hərəkət etsə də, onların səmada görünən yerləri olduqca yavaş dəyişir. Beləliklə, gördüyümüz ulduzlar, ümumiyyətlə, indiki dövrdə eynidir.

Ulduzlar kimi uzaq göy cisimlərinə olan məsafələr birbaşa ölçülə bilməz. Onlar ulduzun parlaqlığı və ya koordinatlarının dövri dəyişməsi kimi bu obyektlərin ölçülmüş parametrlərinə əsasən hesablanır. Hal-hazırda ulduz məsafələrinin hesablanması üçün bir neçə üsul işlənib hazırlanmışdır və onların hər birinin öz tətbiq həddi var. Gəlin alimlərin ulduzlara olan məsafəni necə təyin etdiyinə daha yaxından nəzər salaq.

Paralaksdan istifadə

Paralaks müşahidəçinin mövqeyi dəyişdikdə müşahidə olunan obyektin uzaq fona nisbətən yerdəyişməsidir. Müşahidə nöqtələri arasındakı məsafəni (paralaks əsası) və cismin bucaq yerdəyişməsinin böyüklüyünü bilməklə ona olan məsafəni hesablamaq asandır. Ofset dəyəri nə qədər kiçik olsa, obyekt bir o qədər uzaqdır. Ulduzlararası məsafələr çox böyükdür və bucağı artırmaq üçün mümkün olan ən böyük əsasdan istifadə edirlər - bunun üçün ulduzun yer orbitinin əks nöqtələrindəki mövqeyini ölçürlər. Bu üsul ulduz illik paralaks adlanır.

İndi illik paralaks metodundan istifadə edərək ulduzlara necə çatmağı başa düşmək asandır. Müşahidəçinin, Günəşin və uzaq ulduzun əmələ gətirdiyi üçbucağın tərəflərindən biri kimi hesablanır və r = a/sin p-ə bərabərdir, burada: r ulduza olan məsafə, a - ulduza olan məsafədir. Yerdən Günəşə və p ulduzun illik paralaksıdır. Bütün ulduzların paralaksları 1 qövs saniyəsindən (1’’) az olduğu üçün kiçik bucağın sinusu bucağın özünün radian ölçüsü ilə qiyməti ilə əvəz edilə bilər: sin p ≈ p’’/206265. Onda alırıq: r = a∙206265/p’’ və ya astronomik vahidlərlə r = 206265/p’’.

Ulduzlararası məsafənin vahidləri

Nəhəng məsafələrin kilometrlərlə və ya astronomik vahidlərlə ifadəsi kimi, ortaya çıxan düsturun əlverişsiz olduğu aydındır. Buna görə də parsek (“paralaks ikinci”; qısaldılmış pc) ulduz astronomiyasında ümumi qəbul edilmiş vahid kimi qəbul edilir. Bu, illik paralaksı 1 saniyə olan ulduza olan məsafədir. Bu halda düstur sadə və rahat forma alır: r = 1/p pc.

Bir parsek 206,265 astronomik vahidə və ya təxminən 30,8 trilyon kilometrə bərabərdir. Məşhur ədəbiyyat və məqalələrdə işıq ili kimi bir vahiddən tez-tez istifadə olunur - elektromaqnit dalğalarının cazibə sahələrinin təsiri olmadan bir il ərzində vakuumda keçdiyi məsafə. Bir işıq ili təxminən 9,5 trilyon kilometrə və ya 0,3 parsekə bərabərdir. Müvafiq olaraq, bir parsek təxminən 3,26 işıq ilidir.

Paralaks Dəqiqliyi

Yer şəraitində paralaks ölçmələrinin dəqiqliyi hazırda 200 parsekdən çox olmayan ulduzlara olan məsafələri təyin etməyə imkan verir. Dəqiqliyin daha da təkmilləşdirilməsi kosmik teleskoplardan istifadə etməklə müşahidələr vasitəsilə əldə edilir.

Beləliklə, Avropa peyki Hipparchos (HIPPARCOS, 1989-cu ildə buraxıldı) birincisi, bu məsafəni 1000 pc-ə çatdırmağa, ikincisi, artıq məlum olan ulduz məsafələrini əhəmiyyətli dərəcədə dəqiqləşdirməyə imkan verdi. 2013-cü ildə buraxılan Avropa peyki Gaia və ya Gaia ölçmələrin dəqiqliyini daha iki böyüklük dərəcəsi artırdı. Astronomlar Gaia məlumatlarından istifadə edərək həm 40 kiloparsek radiusda ulduzlara olan məsafəni müəyyən edir, həm də yeni ekzoplanetlər kəşf etməyə ümid edirlər. Kosmik Teleskopu adını daşıyır. Hubble Gaia ilə müqayisə edilən dəqiqliyə nail olur. Yəqin ki, optik ölçmələr üçün limitə yaxındır.

Bu məhdudiyyətə baxmayaraq, triqonometrik illik paralaks ulduz məsafələrini təyin etmək üçün digər üsullar üçün kalibrləmə əsası kimi xidmət edir.

Fotometriya. Böyüklük anlayışı

Astronomiyada fotometriya, optik diapazon da daxil olmaqla, göy cismi tərəfindən buraxılan elektromaqnit şüalanmasının intensivliyinin ölçülməsi ilə məşğul olur. Fotometrik parametrlərə əsasən həm ulduzlara, həm də digər uzaq obyektlərə, məsələn, qalaktikalara olan məsafəni müəyyən etmək üçün müxtəlif üsullardan istifadə olunur. Fotometrik metodlarda istifadə olunan əsas anlayışlardan biri böyüklük və ya parlaqlıqdır (m indeksi ilə işarələnir).

Görünən və ya nisbi (optik diapazon üçün - vizual) ulduz böyüklüyü birbaşa ulduzun parlaqlığı ilə ölçülür və böyüklüyün artması parlaqlığın azalmasını xarakterizə edən bir şkala malikdir (bu tarixən baş verib). Məsələn, Günəşin görünən böyüklüyü -26,7 m, Siriusun böyüklüyü -1,46 m, Günəşə ən yaxın ulduz olan Proksima Sentavrın böyüklüyü +11,05 m-dir.

Mütləq böyüklük hesablanmış parametrdir. Bu ulduz 10 pc məsafədə olsaydı, görünən ulduza uyğun gəlir. Bu parametr obyektin parlaqlığını onun məsafəsi ilə əlaqələndirir. Nümunə kimi göstərilən ulduzlar üçün mütləq böyüklük belədir: Günəş üçün +4,8 m, Sirius üçün +1,4 m, Proksima üçün +15,5 m. Bu ulduzların məsafələri müvafiq olaraq 0,000005, 2,64 və 1,30 parsek təşkil edir. Onlar çox mühüm astrofizik parametrdə - parlaqlıqda fərqlənirlər.

Ulduzların spektrləri və parlaqlığı

Astronomlar parlaqlığı L bir ulduzun (və ya başqa cismin) vaxt vahidində buraxdığı ümumi enerjini, yəni ulduzun gücünü deyirlər. Parlaqlıq mütləq böyüklük baxımından ifadə edilə bilər, lakin ondan fərqli olaraq, məsafədən asılı deyil.

Əsasən temperaturu əks etdirən (rəng ondan asılıdır) emissiya spektrinə əsasən ulduzlar bir neçə spektral sinfə bölünür. Eyni spektr sinfinin ulduzları, bir qayda olaraq, eyni parlaqlıqla xarakterizə olunur (burada istisnalar var, lakin onlar spektrin xüsusiyyətləri ilə müəyyən edilir). "Spektr - parlaqlıq" (və ya "rəng - böyüklük") əlaqəsi Hertzsprung-Russell Diaqramı adlanan sxemdə göstərilir.

Bu diaqram ulduzların spektral tiplərinə əsasən onların mütləq böyüklüyünü qiymətləndirməyə imkan verir. Mütləq dəyər məsafə ilə və görünən, müşahidə olunan dəyərlə sadə əlaqə ilə bağlı olduğundan, ulduzlara olan məsafənin necə təyin olunduğu artıq bizə aydındır. Düstur aşağıdakı kimidir: log r = 0.2(m - M)+1. Burada r məsafə, m görünən böyüklük və M mütləq böyüklükdür. Bu metodun dəqiqliyi aşağıdır, lakin məsafəni qiymətləndirməyə imkan verir.

Astronomiyada standart şamlar

Elə ulduzlar var ki, onların parlaqlığı müəyyən fiziki parametrə birmənalı uyğunluqla xarakterizə olunur. Bunun sayəsində astronomlar parlaqlığın azalması funksiyası olaraq ulduzlara olan məsafəni müəyyən etmək üçün yaxşı dəqiqliklə tərs kvadrat qanunundan istifadə edirlər. Belə bir ulduzun görünən böyüklüyü nə qədər kiçik olsa, ulduzun özü də bir o qədər uzaqda yerləşir. Belə obyektlərə, məsələn, Sefeidlər və Ia tipli fövqəlnovalar daxildir.

Sefeidlər - dəyişənləri pulsasiya dövrünə ciddi şəkildə bağlıdır. Belə bir ulduzun parlaqlığını və dövrünü ölçməklə ona olan məsafəni hesablamaq asandır. Sefeidlər çox parlaq ulduzlardır. Müasir teleskoplar digər qalaktikalardakı Sefeidləri həll etməyə və bununla da qalaktikaya olan məsafəni təyin etməyə qadirdir.

Tip Ia fövqəlnova yaxın ikili sistemlərdə müəyyən bir ulduz növünün partlayışlarıdır. Partlayış ulduz müəyyən kritik kütlə dəyərinə çatdıqda və həmişə eyni parlaqlığa və parlaqlıq pozulma modelinə malik olduqda baş verir ki, bu da məsafəni hesablamağa imkan verir. Fövqəlnovaların parlaqlığı bütöv qalaktikanın parlaqlığı ilə müqayisə edilə bilər, buna görə də onların köməyi ilə astronomlar çox böyük, kosmoloji miqyasda - milyardlarla parsek sırası ilə məsafələri qiymətləndirə bilərlər.

Ən uzaq

Bizə ən yaxın olan ulduz - Proxima Centauri haqqında çoxları bilir. Bəs hazırda məlum olan ulduzlardan hansı ən uzaqda yerləşir?

Qalaktikamıza aid olan o, çox keçməmiş kəşf edilmişdir. O, Süd Yolunun spiral diskindən kənarda, qalaktik halonun xarici kənarında, Tərəzi bürcündə təxminən 122,700 pc və ya 400,000 işıq ili məsafəsində yerləşir. Bu, 18 ballıq qırmızı nəhəngdir. Təbii ki, daha uzaq ulduzlar da məlumdur, lakin onların bizim Qalaktikamıza aid olub-olmadığını dəqiq müəyyən etmək çətindir.

Yaxşı, kainatda məlum olan ulduzlardan hansı bizdən ən uzaqdır? Onun romantik adı MACS J1149+2223 Lensed Star-1 və ya sadəcə LS1 var və 9 milyard işıq ili uzaqlıqda yerləşir. Onun kəşfi astronomik uğurdur, çünki ulduzu belə bir məsafədə görmək yalnız uzaq qalaktikada qravitasiyanın mikrolinzalanması hadisəsi sayəsində mümkün olub ki, bu da öz növbəsində daha yaxın bir qalaktika ilə obyektivləşdirilib. məsafəni hesablayın - kosmoloji qırmızı sürüşmə ilə. Bu üsul Kainatın ayrı-ayrı ulduzlara həll edilə bilməyən ən uzaq obyektlərinə olan məsafələri təyin etmək üçün istifadə olunur. Və LS1 astronomların ulduzlara olan məsafələri necə təyin etdiklərinin ən heyrətamiz və gözəl nümunələrindən biridir.

Ulduzlar Kainatda ən çox yayılmış səma cismidir. 6-cı maqnitudaya qədər təxminən 6000 ulduz, 11-ci maqnitudaya qədər bir milyona qədər və 21-ci böyükliyə qədər bütün səmada təxminən 2 milyard ulduz var.

Onların hamısı, Günəş kimi, dərinliklərində nəhəng enerji ayrılan isti, öz-özünə işıq saçan qaz toplarıdır. Ancaq ən güclü teleskoplarda belə ulduzlar bizdən çox uzaqda olduqları üçün işıq saçan nöqtələr kimi görünürlər.

1. İllik paralaks və ulduzlara olan məsafələr

Yerin radiusu ulduzların paralaktik yerdəyişmələrini ölçmək və onlara olan məsafələri təyin etmək üçün əsas kimi xidmət etmək üçün çox kiçikdir. Hətta Kopernik dövründə belə aydın idi ki, əgər Yer həqiqətən Günəş ətrafında fırlanırsa, o zaman səmada ulduzların görünən mövqeləri dəyişməlidir. Altı ayda Yer öz orbitinin diametri ilə hərəkət edir. Bu orbitin əks nöqtələrindən ulduza istiqamətlər fərqli olmalıdır. Başqa sözlə, ulduzlar nəzərə çarpan illik paralaksa malik olmalıdırlar (şək. 72).

Ulduzun illik paralaksı ρ, Yer orbitinin yarımböyük oxunun (1 AU-ya bərabərdir) ulduzun görmə xəttinə perpendikulyar olduğu halda ondan görünə biləcəyi bucaqdır.

Ulduzdan D məsafəsi nə qədər böyükdürsə, onun paralaksı da bir o qədər azdır. Göydəki ulduzun mövqeyinin il boyu paralaktik yerdəyişməsi ulduz ekliptikanın qütbündə olarsa kiçik ellips və ya dairədə baş verir (bax. Şəkil 72).

Kopernik ulduzların paralaksını aşkar etməyə çalışdı, lakin uğursuz oldu. O, düzgün şəkildə sübut etdi ki, ulduzlar Yerdən çox uzaqda idilər ki, o dövrdə mövcud olan alətlər onların paralaktik yerdəyişmələrini hiss edə bilməyəcəklər.

İlk dəfə Veqa ulduzunun illik paralaksının etibarlı ölçülməsi 1837-ci ildə rus akademiki V. Ya. Struve tərəfindən aparılmışdır. Demək olar ki, onunla eyni vaxtda, digər ölkələrdə daha iki ulduzun paralaksları müəyyən edildi, onlardan biri α Centauri idi. SSRİ-də görünməyən bu ulduz bizə ən yaxın olan ulduz oldu, onun illik paralaksı ρ = 0,75"-dir. Bu bucaqda 1 mm qalınlığında məftil 280 m məsafədən adi gözlə görünür. Təəccüblü deyil ki, onlar bu qədər uzun müddət ulduzlarda kiçik açısal yerdəyişmələri olan belə ulduzları görə bilmirdilər.

Ulduza qədər olan məsafə burada a yerin orbitinin yarım böyük oxudur. Kiçik açılarda p qövs saniyələrlə ifadə edilərsə. Sonra a = 1 a götürün. Yəni alırıq:

Ən yaxın ulduza olan məsafə α Centauri D=206,265": 0,75" = 270,000 AU. e. İşıq bu məsafəni 4 ildə qət edir, Günəşdən Yerə isə cəmi 8 dəqiqə, Aydan isə təqribən 1 saniyə qət edir.

İşığın bir ildə qət etdiyi məsafəyə işıq ili deyilir. Bu vahid parsek (pc) ilə birlikdə məsafəni ölçmək üçün istifadə olunur.

Parsek, görmə xəttinə perpendikulyar olan yer orbitinin yarımböyük oxunun 1" bucaq altında göründüyü məsafədir.

Parseklərdəki məsafə qövs saniyələrində ifadə olunan illik paralaksın əksinə bərabərdir. Məsələn, α Centauri ulduzuna olan məsafə 0,75" (3/4") və ya 4/3 pc-dir.

1 parsek = 3,26 işıq ili = 206,265 AB. e.= 3*10 13 km.

Hal-hazırda, illik paralaksın ölçülməsi ulduzlara olan məsafəni təyin etmək üçün əsas üsuldur. Paralakslar artıq bir çox ulduzlar üçün ölçülmüşdür.

İllik paralaksı ölçməklə, 100 pc-dən və ya 300 işıq ilindən çox olmayan ulduzlara olan məsafə etibarlı şəkildə müəyyən edilə bilər.

Niyə daha uzaq ulduzların illik paralaksını dəqiq ölçmək mümkün deyil?

Daha uzaq ulduzlara olan məsafə hazırda digər üsullarla müəyyən edilir (bax §25.1).

2. Görünən və mütləq böyüklük

Ulduzların parlaqlığı. Astronomlar ulduzlara olan məsafələri müəyyən edə bildikdən sonra məlum oldu ki, ulduzlar yalnız onlara olan məsafə fərqinə görə deyil, həm də onların görünən parlaqlığına görə fərqlənirlər. parlaqlıq.

Bir ulduzun parlaqlığı L Günəşin buraxdığı işığın gücü ilə müqayisədə yayılan işıq enerjisinin gücüdür.

İki ulduzun parlaqlığı eynidirsə, bizdən daha uzaqda olan ulduzun görünən parlaqlığı daha aşağıdır. Ulduzları yalnız eyni standart məsafə üçün görünən parlaqlığını (ulduz böyüklüyünü) hesablasanız, parlaqlığına görə müqayisə edə bilərsiniz. Astronomiyada bu məsafə 10 pc hesab olunur.

Ulduzun bizdən standart məsafədə D 0 = 10 pc olduğu halda malik olacağı görünən böyüklüyü mütləq M böyüklüyü adlanır.

Ulduzun ona məlum olan D məsafəsində (yaxud onun p paralaksı) görünən və mütləq böyüklükləri arasında kəmiyyət əlaqəsini nəzərdən keçirək. Əvvəlcə xatırlayaq ki, 5 ballıq fərq tam olaraq 100 dəfə parlaqlıq fərqinə uyğundur. Nəticə etibarilə, iki mənbənin görünən böyüklüyündəki fərq onlardan biri digərindən tam olaraq bir amil parlaq olduqda vəhdətə bərabərdir (bu qiymət təxminən 2,512-yə bərabərdir). Mənbə nə qədər parlaq olsa, onun görünən böyüklüyü bir o qədər kiçik hesab edilir. Ümumi halda, hər hansı iki ulduzun görünən parlaqlığının nisbəti I 1: I 2, onların görünən böyüklüklərinin m 1 və m 2 fərqi ilə sadə nisbətlə əlaqələndirilir:

D məsafəsində yerləşən ulduzun görünən böyüklüyü m olsun. Əgər o, D 0 = 10 pc məsafədən müşahidə edilsəydi, onun görünən böyüklüyü m 0, tərifinə görə, mütləq M böyüklüyünə bərabər olardı. Onda onun görünən parlaqlığı ilə dəyişəcəkdi

Eyni zamanda məlumdur ki, ulduzun görünən parlaqlığı ona olan məsafənin kvadratı ilə tərs dəyişir. Buna görə də

(2)

Beləliklə,

(3)

Bu ifadənin loqarifmini götürsək, tapırıq:

(4)

burada p qövs saniyələrlə ifadə edilir.

Bu düsturlar məlum olana görə M-nin mütləq böyüklüyünü verir görünən böyüklük m D ulduzuna real məsafədə. Bizim Günəşimiz 10 pc məsafədən təxminən 5-ci görünən böyüklüyün ulduzuna bənzəyirdi, yəni. Günəş üçün M ≈5.

Hər hansı bir ulduzun mütləq M böyüklüyünü bilərək, onun parlaqlığını L hesablamaq asandır. Günəşin parlaqlığını L = 1 götürərək, parlaqlığın tərifinə əsasən yaza bilərik ki,

Müxtəlif vahidlərdə M və L dəyərləri ulduzun şüalanma gücünü ifadə edir.

Ulduzların tədqiqi göstərir ki, onların parlaqlığı on milyardlarla dəfə fərqlənə bilər. Ulduz böyüklüyündə bu fərq 26 vahidə çatır.

Mütləq dəyərlərçox yüksək parlaqlığa malik ulduzlar mənfidir və M = -9-a çatır. Belə ulduzlara nəhənglər və super nəhənglər deyilir. S Dorado ulduzunun şüalanması Günəşimizin şüalanmasından 500.000 dəfə güclüdür, onun parlaqlığı L=500.000-dir, M=+17 (L=0.000013) olan cırtdanlar ən aşağı şüalanma gücünə malikdirlər.

Ulduzların parlaqlığında əhəmiyyətli fərqlərin səbəblərini başa düşmək üçün onların radiasiya analizi əsasında müəyyən edilə bilən digər xüsusiyyətlərini də nəzərə almaq lazımdır.

3. Ulduzların rəngi, spektrləri və temperaturu

Müşahidələriniz zamanı siz ulduzların müxtəlif rənglərə malik olduğunu, onların ən parlaqında aydın göründüyünü fərq etdiniz. Qızdırılan cismin, o cümlədən ulduzun rəngi onun temperaturundan asılıdır. Bu, ulduzların davamlı spektrində enerji paylanması ilə onların temperaturunu təyin etməyə imkan verir.

Ulduzların rəngi və spektri onların temperaturu ilə bağlıdır. Nisbətən sərin ulduzlarda spektrin qırmızı bölgəsində radiasiya üstünlük təşkil edir, buna görə də onlar qırmızımtıl rəngə malikdirlər. Qırmızı ulduzların temperaturu aşağıdır. Qırmızı ulduzlardan narıncıya, sonra sarı, sarımtıl, ağ və mavi rənglərə keçdikcə ardıcıl olaraq böyüyür. Ulduzların spektrləri son dərəcə müxtəlifdir. Onlar latın hərfləri və rəqəmləri ilə təyin olunan siniflərə bölünürlər (arxa flyleaf-a baxın). Soyuq qırmızı sinif M ulduzlarının spektrlərində təxminən 3000 K temperaturda ən sadə diatomik molekulların, ən çox titan oksidinin udma zolaqları görünür. Digər qırmızı ulduzların spektrlərində karbon və ya sirkonium oksidləri üstünlük təşkil edir. Birinci böyüklük sinfinin qırmızı ulduzları M - Antares, Betelgeuse.

Sarı sinif G ulduzlarının spektrlərində Günəşi əhatə edən (səthində temperaturu 6000 K olan) metalların nazik xətləri üstünlük təşkil edir: dəmir, kalsium, natrium və s. Spektr, rəng və temperaturda Günəş kimi ulduz Avriqa bürcündəki parlaq Kapelladır. .

A sinfi ağ ulduzların spektrlərində, Sirius, Vega və Deneb kimi hidrogen xətləri ən güclüdür. İonlaşmış metalların çoxlu zəif xətləri var. Belə ulduzların temperaturu təxminən 10.000 K-dir.

Ən isti, mavi ulduzların spektrlərində təxminən 30.000 K temperaturda neytral və ionlaşmış helium xətləri görünür.

Əksər ulduzların temperaturu 3000 ilə 30.000 K arasında dəyişir. Bir neçə ulduzun temperaturu 100.000 K ətrafında olur.

Beləliklə, ulduzların spektrləri bir-birindən çox fərqlidir və onlardan ulduzların atmosferlərinin kimyəvi tərkibini və temperaturunu müəyyən etmək olar. Spektrlərin tədqiqi göstərdi ki, bütün ulduzların atmosferində hidrogen və helium üstünlük təşkil edir.

Ulduz spektrlərindəki fərqlər onların kimyəvi tərkibinin müxtəlifliyi ilə deyil, ulduz atmosferlərindəki temperatur və digər fiziki şəraitdəki fərqlərlə izah olunur. Yüksək temperaturda molekullar atomlara parçalanır. Daha yüksək temperaturda daha az güclü atomlar məhv olur, elektronları itirərək ionlara çevrilirlər. Neytral atomlar kimi bir çox kimyəvi elementin ionlaşmış atomları müəyyən dalğa uzunluqlarında enerji yayır və udur. Eyni kimyəvi elementin atomlarının və ionlarının udma xətlərinin intensivliyini müqayisə etməklə onların nisbi miqdarı nəzəri olaraq müəyyən edilir. Bu temperaturun bir funksiyasıdır. Beləliklə, onların atmosferlərinin temperaturu ulduzların spektrlərindəki qaranlıq xətlərdən müəyyən edilə bilər.

Eyni temperatur və rəngdə olan, lakin müxtəlif parlaqlıqda olan ulduzlar ümumiyyətlə eyni spektrlərə malikdirlər, lakin bəzi xətlərin nisbi intensivliyində fərqlər görünə bilər. Bu, eyni temperaturda onların atmosferindəki təzyiqin fərqli olması səbəbindən baş verir. Məsələn, nəhəng ulduzların atmosferlərində təzyiq daha az olur və onlar daha az olur. Bu asılılığı qrafik şəkildə ifadə etsək, o zaman xətlərin intensivliyindən ulduzun mütləq böyüklüyünü tapa bilərik və sonra (4) düsturundan istifadə edərək ona olan məsafəni təyin edə bilərik.

Problemin həlli nümunəsi

Tapşırıq. ζ Scorpii ulduzunun görünən böyüklüyü 3 və ona olan məsafə 7500 ly olarsa, onun parlaqlığı nə qədərdir. il?

20-ci məşq

1. Sirius Aldebarandan neçə dəfə daha parlaqdır? Günəş Siriusdan daha parlaqdır?

2. Bir ulduz digərindən 16 dəfə parlaqdır. Onların böyüklüyündə nə fərq var?

3. Veqanın paralaksı 0,11"-dir. Ondan gələn işıq Yerə nə qədər vaxt çatır?

4. Veqanın iki dəfə yaxınlaşması üçün Lira bürcünə doğru 30 km/s sürətlə uçmaq neçə il çəkərdi?

5. 3,4 böyüklüyünə malik ulduz görünən böyüklüyü -1,6 olan Siriusdan neçə dəfə zəifdir? Hər ikisinə olan məsafə 3 pc olarsa, bu ulduzların mütləq böyüklükləri neçədir?

6. IV Əlavədəki ulduzların hər birinin rəngini spektral tiplərinə görə adlandırın.