Αποστάσεις από διαστημικά αντικείμενα (μέθοδοι προσδιορισμού)

Προσδιορισμός αποστάσεων από πλανήτες.

Νυμφεύομαι. Η απόσταση r του πλανήτη από τον Ήλιο (σε κλάσματα AU) βρίσκεται από την τροχιακή του περίοδο T:
, (1)
όπου το r εκφράζεται σε AU και T σε γήινα έτη. Η μάζα του πλανήτη σε σύγκριση με τη μάζα του Ήλιου μπορεί να παραμεληθεί. Ο τύπος (1) προκύπτει από το 3. Οι αποστάσεις από τη Σελήνη και τους πλανήτες προσδιορίζονται με υψηλή ακρίβεια με μεθόδους ραντάρ (βλ.).

Προσδιορισμός των αποστάσεων από τα πλησιέστερα αστέρια.

Λόγω της ετήσιας κίνησης της Γης στην τροχιά της, τα κοντινά αστέρια μετακινούνται ελαφρώς σε σχέση με τα μακρινά «σταθερά» αστέρια. Κατά τη διάρκεια ενός έτους, ένα τέτοιο αστέρι περιγράφει μια μικρή έλλειψη στην ουράνια σφαίρα, οι διαστάσεις της οποίας γίνονται μικρότερες όσο πιο μακριά βρίσκεται το αστέρι. Σε γωνιακό μέτρο, ο ημικύριος άξονας αυτής της έλλειψης είναι περίπου ίσος με την τιμή του max. η γωνία στην οποία είναι ορατή 1 AU από το αστέρι. (ημικύριος άξονας της τροχιάς της γης), κάθετος προς την κατεύθυνση του άστρου. Αυτή η γωνία (), που ονομάζεται ετήσια ή τριγωνομετρική. παράλλαξη ενός αστεριού, χρησιμεύει για τη μέτρηση της απόστασης από αυτό με βάση την τριγωνομετρία. σχέσεις μεταξύ των πλευρών και των γωνιών του τριγώνου ZSA, στο οποίο είναι γνωστές η γωνία και η βάση - ο ημι-κύριος άξονας της τροχιάς της γης (Εικ. 1).

Η απόσταση r από το αστέρι, καθορίζεται από την τριγωνομετρική του τιμή. παράλλαξη ισούται με:
(a.u.), (2)
όπου η παράλλαξη εκφράζεται σε δευτερόλεπτα τόξου.

Το πλησιέστερο αστέρι στο Ηλιακό Σύστημα, ο κόκκινος νάνος 12ος Proxima Centauri, έχει παράλλαξη 0,762, δηλ. η απόσταση από αυτό είναι 1,32 pc (4,3 έτη φωτός).

Το κατώτερο όριο των μετρήσεων είναι τριγωνομετρικό. παράλλαξεις ~ 0,01", οπότε μπορούν να χρησιμοποιηθούν για τη μέτρηση αποστάσεων που δεν υπερβαίνουν τα 100 pc (με σχετικό σφάλμα 50%). Σε αποστάσεις έως 20 pc, το σχετικό σφάλμα δεν υπερβαίνει το 10%. Αποστάσεις από πιο μακρινά αστέρια στην αστρονομία προσδιορίζονται κυρίως με φωτομετρική μέθοδο (βλ. παρακάτω).

Εκτός από την παραλλακτική μετατοπίσεις κοντινών αστεριών, μόνο δύο περιπτώσεις μπορούν να σημειωθούν όταν ορατές μετατοπίσεις κοσμικών λεπτομερειών. Τα αντικείμενα στον ουρανό μπορούν επίσης να χρησιμοποιηθούν για τον ακριβή προσδιορισμό των αποστάσεων από αυτά. Αυτό είναι αρκετά. κινούνται κοντινά αστρικά σμήνη και ταχέως κινούμενα αέρια κελύφη ή συστάδες. Ένα παράδειγμα του φαινομένου. novae και supernovae, για τα διαστελλόμενα κελύφη των οποίων, μαζί με τον φαινομενικό ρυθμό διαστολής σε δευτερόλεπτα τόξου, μπορεί να προσδιοριστεί ένα φάσμα. τρόπο ακτινικής διαστολής.

Φωτομετρική μέθοδος προσδιορισμού αποστάσεων.

Ο φωτισμός που δημιουργείται από πηγές φωτός ίσης ισχύος είναι αντιστρόφως ανάλογος με τα τετράγωνα των αποστάσεων από αυτές. Κατά συνέπεια, η ορατή λάμψη των πανομοιότυπων φωτιστικών (δηλαδή, ο φωτισμός που δημιουργείται κοντά στη Γη σε μια ενιαία περιοχή κάθετη στις ακτίνες του φωτός) μπορεί να χρησιμεύσει ως μέτρο των αποστάσεων από αυτά. Έκφραση φωτισμού σε μεγέθη ( Μ- ορατό, Μ- απόλυτο μέγεθος) οδηγεί στο εξής βασικό. f-le φωτομετρικό. αποστάσεις r f (pc):
. (3)

Για φωτιστικά των οποίων οι τριγωνομετρικοί τύποι είναι γνωστοί. οι παράλλαξεις μπορούν να προσδιοριστούν από Μχρησιμοποιώντας τον ίδιο τύπο, συγκρίνετε τη φυσική Άγιοι με κοιλιακούς. αστρικά μεγέθη. Αυτή η σύγκριση έδειξε ότι οι κοιλιακοί. Τα μεγέθη πολλών τάξεων φωτιστικών (αστέρων, γαλαξιών κ.λπ.) μπορούν να εκτιμηθούν από έναν αριθμό φυσικών ιδιοτήτων τους. Αγ.

Βασικός μέθοδος εκτίμησης κοιλιακών. μεγέθη άστρων φασματικό: στα φάσματα των αστεριών της ίδιας φασματικής τάξης, εντοπίζονται χαρακτηριστικά που δείχνουν τους κοιλιακούς τους. μέγεθος (τις περισσότερες φορές πρόκειται για αύξηση των γραμμών των ιονισμένων ατόμων με αυξανόμενη φωτεινότητα των αστεριών). Με βάση αυτά τα χαρακτηριστικά, τα αστέρια χωρίζονται σε κατηγορίες φωτεινότητας (βλ.). Ανά κατηγορίες και μικρότερες υποκατηγορίες φωτεινότητας, που υπολογίζονται από τα φάσματα των αστεριών, μπορεί κανείς να βρει τους κοιλιακούς. τιμές με σφάλμα έως 0,5 Μ. Αυτό το σφάλμα αντιστοιχεί σε ένα σχετικό σφάλμα 30% κατά τον προσδιορισμό του r f χρησιμοποιώντας το f-le (3).

Υπάρχει ένα ειδικό εργαλείο για τον προσδιορισμό των αποστάσεων από τα αστρικά σμήνη. μια μέθοδος που χρησιμοποιεί το φαινομενικό μέγεθος-διάγραμμα χρωμάτων εμφάνισης των αστεριών στο σμήνος. Συγκρίνεται με το διάγραμμα «απόλυτο μέγεθος-δείχνουν χρώματα», το οποίο συντάσσεται από αστέρια του ίδιου τύπου σε σμήνη κοντά μας (Εικ. 2). Η κατακόρυφη μετατόπιση μεταξύ των συγκριτικών διαγραμμάτων είναι ίση με το συντελεστή απόστασης ( m-M), σύμφωνα με τον Krom χρησιμοποιώντας τον τύπο (3) και βρείτε το λεγόμενο. φωτομετρικός απόσταση r f του αστρικού σμήνος (με σχετικό σφάλμα 20%).

Για τους Κηφείδες μακράς περιόδου (περίοδοι ταλάντωσης από 1 έως 146 ημέρες), που ανήκουν στον αστρικό πληθυσμό του τύπου Ι (το επίπεδο συστατικό του Γαλαξία), έχει καθιερωθεί μια σημαντική σχέση περιόδου-φωτεινότητας, σύμφωνα με την οποία όσο μικρότερη είναι η περίοδος ταλαντώσεις φωτεινότητας, τόσο πιο αδύναμος είναι ο Κηφείδης σε απόλυτες τιμές. Μέγεθος. Χρησιμοποιώντας αυτήν την εξάρτηση, μπορείτε να προσδιορίσετε τους κοιλιακούς. το μέγεθος των Κηφείδων από τη διάρκεια των περιόδων διακυμάνσεων της φωτεινότητάς τους και, επομένως, τη φωτομετρική. αποστάσεις από Κηφείδες και αστρικά σμήνη, σπειροειδείς βραχίονες και αστρικά συστήματα όπου παρατηρούνται (βλ.). Το σφάλμα στον προσδιορισμό των αποστάσεων από τους Κηφείδες είναι κατά μέσο όρο 40% για τα αστρικά σμήνη (σε ορισμένες περιπτώσεις λιγότερο).

Προσδιορισμός εξωγαλαξιακών αποστάσεων.

Οι αποστάσεις από τους κοντινούς γαλαξίες καθορίστηκαν από εκτιμήσεις για τα φαινομενικά μεγέθη των Κηφείδων και των φωτεινότερων αστεριών σε αυτά τα αστρικά συστήματα. Πάνω από χίλιοι Κηφείδες βρέθηκαν σε, αρκετούς. εκατοντάδες - στο νεφέλωμα της Ανδρομέδας. Κηφείδες έχουν επίσης ανιχνευθεί σε επτά ακανόνιστους και σπειροειδείς γαλαξίες που βρίσκονται σε ακτίνα περίπου. 3 Mpc γύρω από τον Γαλαξία μας.

Σε συστήματα όπου δεν είναι δυνατός ο εντοπισμός των Κηφείδων, αναζητούν τα φωτεινότερα υπεργίγαντα αστέρια και γίγαντες των υψηλότερων τάξεων φωτεινότητας. Οι φωτεινότεροι υπεργίγαντες έχουν ανακαλυφθεί σε αρκετούς εκατοντάδες σπειροειδείς και ακανόνιστους γαλαξίες σε ακτίνα έως και 10 Mpc (τα απόλυτά τους μεγέθη κυμαίνονται από -9 έως -10 Μ). Σε ελλειπτικό Στους γαλαξίες, ο πληθυσμός του τύπου Ι (Κηφείδες μακράς περιόδου, υπεργίγαντες και νεφελώματα θερμών αερίων) απουσιάζει. Odanko μικρό ελλειπτικό. γαλαξίες της Τοπικής μας Ομάδας (βλ.) στις φωτογραφίες τα αστέρια διαλύονται, οι φωτεινότεροι από τους οποίους αποδείχθηκε ότι ήταν κόκκινοι γίγαντες, παρόμοιοι με τους γίγαντες στα σφαιρικά αστρικά σμήνη του Γαλαξία μας (τα απόλυτα μεγέθη αυτών των γιγάντων φτάνουν -2 Μ, ακτίνα ανίχνευσης - περίπου. 1 Mpc). Από τους κόκκινους γίγαντες είναι δυνατόν να εκτιμήσουμε τη φωτομετρία. αποστάσεις έως ελλειπτικές γαλαξίες εντός της Τοπικής Ομάδας γαλαξιών με σφάλμα 20%.

και χρησιμοποιούνται επίσης ως δείκτες απόστασης.

Φωτεινά αέρια νεφελώματα παρατηρούνται σε ορισμένους γαλαξίες. Αποδείχθηκε ότι τα γραμμικά μεγέθη των μεγαλύτερων νεφελωμάτων στους γαλαξίες είναι σχεδόν τα ίδια. Επομένως, μετρώντας τις γωνιακές διαστάσεις d" του φωτεινότερου νεφελώματος σε έναν κοσμικό γαλαξία, είναι δυνατός ο προσδιορισμός της απόστασης r από αυτόν τον γαλαξία. Αυτή η μέθοδος εφαρμόζεται σε σπειροειδείς και ακανόνιστους γαλαξίες έως αποστάσεις 15 Mpc. Το σφάλμα αυτού μέθοδος είναι τουλάχιστον 10%.

Σε άλλους γαλαξίες φωτομετρικά. Οι αποστάσεις μπορούν να προσδιοριστούν με πιο χονδροειδή τρόπο υπολογίζοντας το αναπόσπαστο μέγεθος του γαλαξία. Σύμφωνα με τα χαρακτηριστικά του εξωτερικού Ο τύπος των σπειροειδών γαλαξιών (πάχος, μήκος σπειροειδών βραχιόνων, φωτεινότητα επιφάνειας, κ.λπ.) μπορεί συχνά να εκτιμήσει χονδρικά τη φωτεινότητα του γαλαξία ή, τουλάχιστον, να αποδείξει ότι ο γαλαξίας δεν είναι νάνος γαλαξίας. Στην τελευταία περίπτωση, οι κοιλιακοί του. η ακέραια τιμή μπορεί συμβατικά να ληφθεί ίση με -20 Μ(πρβλ. τιμή για γιγάντιους γαλαξίες) και υπολογίστε χονδρικά την απόσταση από το φαινομενικό μέγεθος.

Σε μεγάλες αποστάσεις (> 1000 Mpc) η ορατή φωτεινότητα των γαλαξιών και άλλων κοσμικών. τα αντικείμενα εξασθενούν όχι μόνο λόγω του φωτομετρικού νόμου του τετραγώνου της απόστασης, αλλά επίσης, εκτός από την απορρόφηση του φωτός, λόγω του «κοκκινίσματος» των μακρινών πηγών ακτινοβολίας, που αντανακλούν τη διαστολή του Σύμπαντος, η οποία πρέπει να ληφθεί. υπόψη κατά τον προσδιορισμό του φωτομετρικού. αποστάσεις

Προσδιορισμός αποστάσεων με μετατόπιση προς το κόκκινο

Σύγκριση φωτομετρικών αποστάσεις από γαλαξίες με τιμή μετατόπισης z του φάσματος τους. Οι γραμμές στο κόκκινο άκρο του φάσματος έδειξαν ότι η τιμή είναι ανάλογη με την απόσταση r (): z=Hr/c, όπου H είναι η σταθερά Hubble. Από αυτό παίρνουμε τον τύπο για τον προσδιορισμό των αποστάσεων από μακρινούς γαλαξίες, ραδιογαλαξίες και κβάζαρ:
r=cz/H (Mpc). (4)

Έως 500 Mpc, το σύστημα είναι εξωγαλαξιακό. Οι αποστάσεις (φωτομετρικές και Hubble) επαληθεύτηκαν με άμεσους προσδιορισμούς των αποστάσεων από τους σουπερνόβα από μετρήσεις των επιφανειακών θερμοκρασιών τους και των ρυθμών διαστολής του κελύφους. Δεν υπάρχουν ακόμη αξιόπιστες εκτιμήσεις για σημαντικά μεγαλύτερες αποστάσεις.
Δημοσιεύσεις με λέξεις:απόσταση από γαλαξιακά αστρικά σμήνη - απόσταση

Ρύζι. 1. Καθημερινή παράλλαξη

Με άλλα λόγια, η ημερήσια παράλλαξη είναι η γωνία R",κάτω από την οποία θα ήταν ορατή η ακτίνα της Γης που έλκεται στο σημείο παρατήρησης (Εικ. 1).

Για ένα αστέρι που βρίσκεται στο ζενίθ τη στιγμή της παρατήρησης, η ημερήσια παράλλαξη είναι μηδέν. Αν έλαμπε Μπαρατηρείται στον ορίζοντα, τότε η ημερήσια παράλλαξή του παίρνει μια μέγιστη τιμή και καλείται οριζόντια παράλλαξη του ποταμού.

Από τη σχέση μεταξύ των πλευρών και των γωνιών των τριγώνων ΕΝΤΑΣΗ ΗΧΟΥ"Και ΕΝΤΑΣΗ ΗΧΟΥ(Εικ.1) έχουμε

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

Από εδώ παίρνουμε

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

Η οριζόντια παράλλαξη για όλα τα σώματα του Ηλιακού Συστήματος είναι μικρή (για τη Σελήνη κατά μέσο όρο R - 57", κοντά στον Ήλιο p = 8,79", οι πλανήτες είναι λιγότεροι από 1").

Επομένως, τα ημίτονο των γωνιών Rκαι p" στον τελευταίο τύπο μπορούν να αντικατασταθούν από τις ίδιες τις γωνίες και να γραφτούν

Π" = Π αμαρτία z". (3)

Λόγω της καθημερινής παράλλαξης, το αστέρι μας φαίνεται χαμηλότερα πάνω από τον ορίζοντα από ό,τι θα ήταν αν η παρατήρηση γινόταν από το κέντρο της Γης. Σε αυτή την περίπτωση, η επίδραση της παράλλαξης στο ύψος του φωτιστικού είναι ανάλογη με το ημίτονο της απόστασης ζενίθ και η μέγιστη τιμή της είναι ίση με την οριζόντια παράλλαξη R.

Δεδομένου ότι η Γη έχει το σχήμα σφαιροειδούς, για να αποφευχθούν διαφωνίες στον προσδιορισμό των οριζόντιων παραλλαγών, είναι απαραίτητο να υπολογιστούν οι τιμές τους για μια ορισμένη ακτίνα της Γης. Η ισημερινή ακτίνα της γης Ro = 6.378 km λαμβάνεται ως τέτοια ακτίνα και οι οριζόντιες παράλλαξεις που υπολογίζονται για αυτήν ονομάζονται οριζόντιες ισημερινές παράλληλες Σελ Ο . Είναι αυτές οι παραλλαγές των σωμάτων του Ηλιακού Συστήματος που δίνονται σε όλα τα βιβλία αναφοράς.

1. Προσδιορισμός αποστάσεων από πλανήτες.

Μια άλλη μέθοδος προσδιορισμού σχετίζεται με τη χρήση του τρίτου (εξευγενισμένου) νόμου του Κέπλερ. Σε αυτή την περίπτωση, η μέση απόσταση r του πλανήτη από τον Ήλιο (σε κλάσματα AU) βρίσκεται από την τροχιακή του περίοδο T:

όπου το r εκφράζεται σε AU και T σε γήινα έτη. Η μάζα του πλανήτη σε σύγκριση με τη μάζα του Ήλιου μπορεί να παραμεληθεί. Ο τύπος (4) προκύπτει από τον 3ο νόμο του Κέπλερ. Οι αποστάσεις από τη Σελήνη και τους πλανήτες προσδιορίζονται με υψηλή ακρίβεια χρησιμοποιώντας μεθόδους ραντάρ.

Πώς μπορείτε να μετρήσετε την απόσταση από τα αστέρια;

Μέθοδος οριζόντιας παράλλαξης

Η υδρόγειος, μένοντας σε απόσταση 149,6 εκατομμυρίων χιλιομέτρων από τον Ήλιο, «ανέμει» αρκετή απόσταση σε τροχιά κατά τη διάρκεια ενός έτους.

Ωστόσο, πραγματικά γιγαντιαίες αποστάσεις ξεκινούν έξω. Μόνο στις αρχές του 20ου αιώνα οι επιστήμονες κατάφεραν να κάνουν αρκετά ακριβείς μετρήσεις και για πρώτη φορά να καθορίσουν την απόσταση από μερικά αστέρια.

Η μέθοδος προσδιορισμού της απόστασης από τα αστέρια συνίσταται στον ακριβή προσδιορισμό της κατεύθυνσης προς αυτά (δηλαδή, στον προσδιορισμό της θέσης τους) και από τα δύο άκρα της διαμέτρου της τροχιάς της γης και ονομάζεται "Μέθοδος οριζόντιας παράλλαξης". Για να γίνει αυτό, πρέπει απλώς να καθορίσετε την κατεύθυνση προς το αστέρι σε στιγμές που χωρίζονται από έξι μήνες, καθώς κατά τη διάρκεια αυτής της περιόδου η ίδια η Γη μεταφέρει τον παρατηρητή μαζί της από τη μια πλευρά της τροχιάς της στην άλλη.

Η μετατόπιση του αστεριού (φυσικά, φαινομενική), που προκαλείται από μια αλλαγή στη θέση του παρατηρητή στο διάστημα, είναι εξαιρετικά μικρή, ελάχιστα αντιληπτή. Όμως, μετρήθηκε με ακρίβεια 0″,01. Είναι πολύ ή λίγο; Κρίνετε μόνοι σας - είναι το ίδιο με το να εξετάζετε την άκρη ενός νομίσματος από το Ryazan που πέταξε ένας περαστικός στη Μόσχα στην Κόκκινη Πλατεία.

Είναι σαφές ότι σε τέτοιες αποστάσεις και αποστάσεις τα μέτρα και τα χιλιόμετρα που έχουμε συνηθίσει δεν είναι πλέον κατάλληλα. Οι πραγματικά μεγάλες αποστάσεις, δηλαδή οι κοσμικές αποστάσεις, εκφράζονται πιο εύκολα όχι σε χιλιόμετρα, αλλά σε έτη φωτός, δηλαδή σε εκείνες τις αποστάσεις που το φως, διαδοόμενο με ταχύτητα 300.000 km/sec, διανύει σε ένα χρόνο.

Χρησιμοποιώντας την περιγραφόμενη μέθοδο, είναι δυνατός ο προσδιορισμός αποστάσεων από αστέρια πολύ πιο μακριά από τριακόσια έτη φωτός. Το φως από τα αστέρια ορισμένων μακρινών αστρικών συστημάτων φτάνει σε εμάς εκατοντάδες εκατομμύρια έτη φωτός μακριά.

Αυτό δεν σημαίνει καθόλου, όπως πιστεύεται συχνά, ότι παρατηρούμε αστέρια που μπορεί να μην υπάρχουν πλέον στην πραγματικότητα. Δεν χρειάζεται να πούμε ότι «βλέπουμε στον ουρανό κάτι που στην πραγματικότητα δεν υπάρχει πια». Στην πραγματικότητα, η συντριπτική πλειονότητα των αστεριών αλλάζει τόσο αργά που πριν από εκατομμύρια χρόνια ήταν τα ίδια με αυτά που είναι τώρα, ακόμη και τα ορατά σημεία τους στον ουρανό αλλάζουν εξαιρετικά αργά, αν και τα αστέρια κινούνται γρήγορα στο διάστημα. Έτσι, τα αστέρια όπως τα βλέπουμε είναι, σε γενικές γραμμές, τα ίδια στην παρούσα στιγμή.

Οι αποστάσεις από μακρινά ουράνια αντικείμενα, όπως τα αστέρια, δεν μπορούν να μετρηθούν άμεσα. Υπολογίζονται με βάση τις μετρούμενες παραμέτρους αυτών των αντικειμένων, όπως η φωτεινότητα του άστρου ή η περιοδική αλλαγή στις συντεταγμένες του. Επί του παρόντος, έχουν αναπτυχθεί διάφορες μέθοδοι για τον υπολογισμό των αστρικών αποστάσεων και καθεμία από αυτές έχει τα δικά της όρια εφαρμογής. Ας ρίξουμε μια πιο προσεκτική ματιά στο πώς οι επιστήμονες καθορίζουν την απόσταση από τα αστέρια.

Χρήση Parallax

Παράλλαξη είναι η μετατόπιση του παρατηρούμενου αντικειμένου σε σχέση με το μακρινό φόντο όταν αλλάζει η θέση του παρατηρητή. Γνωρίζοντας την απόσταση μεταξύ των σημείων παρατήρησης (βάση παράλλαξης) και το μέγεθος της γωνιακής μετατόπισης του αντικειμένου, είναι εύκολο να υπολογιστεί η απόσταση από αυτό. Όσο μικρότερη είναι η τιμή μετατόπισης, τόσο πιο μακριά είναι το αντικείμενο. Οι διαστρικές αποστάσεις είναι τεράστιες και για να αυξήσουν τη γωνία, χρησιμοποιούν τη μεγαλύτερη δυνατή βάση - για αυτό μετρούν τη θέση του άστρου σε αντίθετα σημεία της τροχιάς της γης. Αυτή η μέθοδος ονομάζεται αστρική ετήσια παράλλαξη.

Τώρα είναι εύκολο να καταλάβουμε πώς να φτάσετε στα αστέρια χρησιμοποιώντας την ετήσια μέθοδο παράλλαξης. Υπολογίζεται ως μία από τις πλευρές του τριγώνου που σχηματίζεται από τον παρατηρητή, τον Ήλιο και το μακρινό αστέρι και ισούται με r = a/sin p, όπου: r είναι η απόσταση από το αστέρι, a είναι η απόσταση από το Γη προς τον Ήλιο και το p είναι η ετήσια παράλλαξη του άστρου. Δεδομένου ότι οι παράλλαξεις όλων των αστέρων είναι μικρότερες από 1 δευτερόλεπτο τόξου (1''), το ημίτονο της μικρής γωνίας μπορεί να αντικατασταθεί από την τιμή της ίδιας της γωνίας σε ακτινικό μέτρο: sin p ≈ p''/206265. Τότε παίρνουμε: r = a∙206265/p'', ή, σε αστρονομικές μονάδες, r = 206265/p''.

Μονάδες διαστρικών αποστάσεων

Είναι σαφές ότι ο τύπος που προκύπτει είναι άβολος, όπως και η έκφραση κολοσσιαίων αποστάσεων σε χιλιόμετρα ή αστρονομικές μονάδες. Ως εκ τούτου, το parsec («παράλλαξ δεύτερη»· συντομογραφία ως pc) υιοθετείται ως μια γενικά αποδεκτή μονάδα στην αστρική αστρονομία. Αυτή είναι η απόσταση από ένα αστέρι του οποίου η ετήσια παράλλαξη είναι 1 δευτερόλεπτο. Σε αυτήν την περίπτωση, ο τύπος παίρνει μια απλή και βολική μορφή: r = 1/p pc.

Ένα παρσεκ ισούται με 206.265 αστρονομικές μονάδες ή περίπου 30,8 τρισεκατομμύρια χιλιόμετρα. Στη δημοφιλή βιβλιογραφία και άρθρα, χρησιμοποιείται συχνά μια μονάδα όπως το έτος φωτός - η απόσταση που διανύουν τα ηλεκτρομαγνητικά κύματα σε κενό σε ένα χρόνο χωρίς να επηρεάζονται από βαρυτικά πεδία. Ένα έτος φωτός ισούται με περίπου 9,5 τρισεκατομμύρια χιλιόμετρα, ή 0,3 parsecs. Αντίστοιχα, ένα parsec είναι περίπου 3,26 έτη φωτός.

Ακρίβεια Parallax

Η ακρίβεια των μετρήσεων παράλλαξης υπό συνθήκες εδάφους επιτρέπει επί του παρόντος τον προσδιορισμό αποστάσεων από αστέρια που δεν υπερβαίνουν τα 200 parsec. Περαιτέρω βελτιώσεις στην ακρίβεια επιτυγχάνονται μέσω παρατηρήσεων με χρήση διαστημικών τηλεσκοπίων.

Έτσι, ο ευρωπαϊκός δορυφόρος Ίππαρχος (HIPPARCOS, που εκτοξεύτηκε το 1989) κατέστησε δυνατή, πρώτον, την αύξηση αυτής της απόστασης στα 1000 pc και, δεύτερον, τη σημαντική αποσαφήνιση των ήδη γνωστών αστρικών αποστάσεων. Ο ευρωπαϊκός δορυφόρος Gaia, ή Gaia, που εκτοξεύτηκε το 2013, αύξησε την ακρίβεια των μετρήσεων κατά άλλες δύο τάξεις μεγέθους. Χρησιμοποιώντας δεδομένα της Γαίας, οι αστρονόμοι και οι δύο προσδιορίζουν την απόσταση από τα αστέρια σε ακτίνα 40 κιλοπαρσέκων και ελπίζουν να ανακαλύψουν νέους εξωπλανήτες. Το διαστημικό τηλεσκόπιο πήρε το όνομά του. Το Hubble επιτυγχάνει ακρίβεια συγκρίσιμη με τη Γαία. Μάλλον είναι κοντά στο όριο για οπτικές μετρήσεις.

Παρά αυτόν τον περιορισμό, η τριγωνομετρική ετήσια παράλλαξη χρησιμεύει ως βάση βαθμονόμησης για άλλες μεθόδους για τον προσδιορισμό των αστρικών αποστάσεων.

Φωτομετρία. Η έννοια του μεγέθους

Η φωτομετρία στην αστρονομία ασχολείται με τη μέτρηση της έντασης της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας που εκπέμπεται από ένα ουράνιο αντικείμενο, συμπεριλαμβανομένης της οπτικής περιοχής. Με βάση τις φωτομετρικές παραμέτρους, χρησιμοποιούνται διάφορες μέθοδοι για τον προσδιορισμό της απόστασης τόσο από τα αστέρια όσο και από άλλα μακρινά αντικείμενα, για παράδειγμα, τους γαλαξίες. Μία από τις βασικές έννοιες που χρησιμοποιούνται στις φωτομετρικές μεθόδους είναι το μέγεθος ή η φωτεινότητα (που συμβολίζεται με τον δείκτη m).

Το ορατό, ή σχετικό (για το οπτικό εύρος - οπτικό) αστρικό μέγεθος μετράται απευθείας από τη φωτεινότητα του άστρου και έχει μια κλίμακα στην οποία μια αύξηση του μεγέθους χαρακτηρίζει μια μείωση της φωτεινότητας (αυτό έχει συμβεί ιστορικά). Για παράδειγμα, ο Ήλιος έχει φαινομενικό μέγεθος -26,7 m, ο Σείριος έχει μέγεθος -1,46 m και το πλησιέστερο αστέρι στον Ήλιο, ο Proxima Centauri, έχει μέγεθος +11,05 m.

Το απόλυτο μέγεθος είναι μια υπολογισμένη παράμετρος. Αντιστοιχεί σε ένα ορατό αστέρι εάν αυτό το αστέρι βρισκόταν σε απόσταση 10 τμχ. Αυτή η παράμετρος συσχετίζει τη φωτεινότητα ενός αντικειμένου με την απόστασή του. Για τα αστέρια που δίνονται ως παράδειγμα, το απόλυτο μέγεθος είναι: για τον Ήλιο +4,8 m, για τον Σείριο +1,4 m, για το Proxima +15,5 m. Οι αποστάσεις αυτών των αστεριών είναι 0,000005, 2,64 και 1,30 parsec, αντίστοιχα. Διαφέρουν σε μια πολύ σημαντική αστροφυσική παράμετρο - τη φωτεινότητα.

Φάσματα και φωτεινότητα των άστρων

Οι αστρονόμοι ονομάζουν φωτεινότητα L τη συνολική ενέργεια που εκπέμπεται από ένα αστέρι (ή άλλο αντικείμενο) ανά μονάδα χρόνου, δηλαδή τη δύναμη του άστρου. Η φωτεινότητα μπορεί να εκφραστεί με όρους απόλυτου μεγέθους, ωστόσο, σε αντίθεση με αυτήν, δεν εξαρτάται από την απόσταση.

Με βάση το φάσμα εκπομπής τους, το οποίο αντανακλά κυρίως τη θερμοκρασία (το χρώμα εξαρτάται από αυτό), τα αστέρια χωρίζονται σε διάφορες φασματικές κατηγορίες. Τα αστέρια της ίδιας φασματικής τάξης χαρακτηρίζονται, κατά κανόνα, από την ίδια φωτεινότητα (εδώ υπάρχουν εξαιρέσεις, αλλά προσδιορίζονται από τα χαρακτηριστικά του φάσματος). Η σχέση "φάσμα - φωτεινότητα" (ή "χρώμα - μέγεθος") εμφανίζεται στο λεγόμενο διάγραμμα Hertzsprung-Russell.

Αυτό το διάγραμμα καθιστά δυνατή την εκτίμηση των απόλυτων μεγεθών τους με βάση τους φασματικούς τύπους των άστρων. Και εφόσον η απόλυτη τιμή συνδέεται με μια απλή σχέση με την απόσταση και με την ορατή, παρατηρήσιμη τιμή, τότε είναι ήδη σαφές για εμάς πώς καθορίζεται η απόσταση από τα αστέρια. Ο τύπος έχει ως εξής: log r = 0,2(m - M)+1. Εδώ το r είναι η απόσταση, το m είναι το φαινομενικό μέγεθος και το M είναι το απόλυτο μέγεθος. Η ακρίβεια αυτής της μεθόδου είναι χαμηλή, αλλά σας επιτρέπει να εκτιμήσετε την απόσταση.

Πρότυπα κεριά στην αστρονομία

Υπάρχουν αστέρια των οποίων η φωτεινότητα χαρακτηρίζεται από σαφή αντιστοιχία σε μια συγκεκριμένη φυσική παράμετρο. Χάρη σε αυτό, οι αστρονόμοι, με καλή ακρίβεια, χρησιμοποιούν τον νόμο του αντίστροφου τετραγώνου για να προσδιορίσουν την απόσταση από τα αστέρια ως συνάρτηση της μείωσης της φωτεινότητας. Όσο μικρότερο είναι το φαινομενικό μέγεθος ενός τέτοιου άστρου, τόσο πιο μακριά βρίσκεται το ίδιο το αστέρι. Τέτοια αντικείμενα περιλαμβάνουν, για παράδειγμα, Κηφείδες και σουπερνόβα τύπου Ia.

Κηφείδες - οι μεταβλητές των οποίων σχετίζονται αυστηρά με την περίοδο παλμών. Μετρώντας τη φωτεινότητα και την περίοδο ενός τέτοιου αστεριού, είναι εύκολο να υπολογιστεί η απόσταση από αυτό. Οι Κηφείδες είναι πολύ φωτεινά αστέρια. Τα σύγχρονα τηλεσκόπια είναι ικανά να λύσουν τους Κηφείδες σε άλλους γαλαξίες και να καθορίσουν έτσι την απόσταση από τον γαλαξία.

Οι σουπερνόβα τύπου Ia είναι εκρήξεις ενός συγκεκριμένου τύπου άστρου σε στενά δυαδικά συστήματα. Η έκρηξη συμβαίνει όταν το αστέρι φτάσει σε μια ορισμένη τιμή κρίσιμης μάζας και έχει πάντα την ίδια φωτεινότητα και μοτίβο μείωσης της φωτεινότητας, γεγονός που καθιστά επίσης δυνατό τον υπολογισμό της απόστασης. Η φωτεινότητα των σουπερνόβα μπορεί να είναι συγκρίσιμη με τη φωτεινότητα ενός ολόκληρου γαλαξία, έτσι με τη βοήθειά τους οι αστρονόμοι μπορούν να εκτιμήσουν αποστάσεις σε πολύ μεγάλες, κοσμολογικές κλίμακες - της τάξης των δισεκατομμυρίων παρσέκων.

Απώτατος

Πολλοί άνθρωποι γνωρίζουν για το αστέρι που βρίσκεται πιο κοντά μας - τον Proxima Centauri. Αλλά ποιο από τα προς το παρόν γνωστά αστέρια βρίσκεται πιο μακριά;

Ανήκοντας στον Γαλαξία μας, ανακαλύφθηκε όχι πολύ καιρό πριν. Βρίσκεται έξω από τον σπειροειδή δίσκο του Γαλαξία, στο εξωτερικό άκρο του γαλαξιακού φωτοστέφανου, σε απόσταση περίπου 122.700 pc, ή 400.000 έτη φωτός, στον αστερισμό του Ζυγού. Είναι ένας κόκκινος γίγαντας μεγέθους 18 βαθμών. Φυσικά, είναι γνωστά και πιο μακρινά αστέρια, αλλά είναι δύσκολο να προσδιοριστεί ακριβώς αν ανήκουν στον Γαλαξία μας.

Λοιπόν, ποιο αστέρι από όλα τα γνωστά στο Σύμπαν είναι το πιο απομακρυσμένο από εμάς; Έχει το ρομαντικό όνομα MACS J1149+2223 Lensed Star-1, ή απλά LS1, και βρίσκεται 9 δισεκατομμύρια έτη φωτός μακριά. Η ανακάλυψή του είναι μια αστρονομική επιτυχία, καθώς η θέαση ενός αστέρα σε τέτοια απόσταση ήταν δυνατή μόνο λόγω του γεγονότος του βαρυτικού μικροφακιού σε έναν μακρινό γαλαξία, ο οποίος με τη σειρά του είχε φακό από έναν πιο κοντινό γαλαξία. υπολογίστε την απόσταση - με κοσμολογική ερυθρή μετατόπιση. Αυτή η μέθοδος χρησιμοποιείται για τον προσδιορισμό αποστάσεων από τα πιο μακρινά αντικείμενα στο Σύμπαν, οι οποίες δεν μπορούν να διαχωριστούν σε μεμονωμένα αστέρια. Και το LS1 είναι ένα από τα πιο εκπληκτικά και όμορφα παραδείγματα του πώς οι αστρονόμοι καθορίζουν τις αποστάσεις από τα αστέρια.

Τα αστέρια είναι ο πιο κοινός τύπος ουράνιου σώματος στο Σύμπαν. Υπάρχουν περίπου 6000 αστέρια μέχρι το 6ο μέγεθος, περίπου ένα εκατομμύριο μέχρι το 11ο μέγεθος και περίπου 2 δισεκατομμύρια από αυτά σε ολόκληρο τον ουρανό μέχρι το 21ο μέγεθος.

Όλες, όπως και ο Ήλιος, είναι καυτές, αυτόφωτες μπάλες αερίου, στα βάθη των οποίων απελευθερώνεται τεράστια ενέργεια. Ωστόσο, ακόμη και στα πιο ισχυρά τηλεσκόπια, τα αστέρια είναι ορατά ως φωτεινά σημεία, αφού βρίσκονται πολύ μακριά από εμάς.

1. Ετήσια παράλλαξη και αποστάσεις από αστέρια

Η ακτίνα της Γης αποδεικνύεται ότι είναι πολύ μικρή για να χρησιμεύσει ως βάση για τη μέτρηση της παραλλακτικής μετατόπισης των άστρων και για τον προσδιορισμό των αποστάσεων από αυτά. Ακόμη και στην εποχή του Κοπέρνικου, ήταν ξεκάθαρο ότι αν η Γη περιστρέφεται πραγματικά γύρω από τον Ήλιο, τότε οι φαινομενικές θέσεις των αστεριών στον ουρανό θα έπρεπε να αλλάξουν. Σε έξι μήνες, η Γη κινείται με τη διάμετρο της τροχιάς της. Οι κατευθύνσεις προς το αστέρι από αντίθετα σημεία αυτής της τροχιάς θα πρέπει να είναι διαφορετικές. Με άλλα λόγια, τα αστέρια θα πρέπει να έχουν μια αξιοσημείωτη ετήσια παράλλαξη (Εικ. 72).

Η ετήσια παράλλαξη ενός άστρου ρ είναι η γωνία στην οποία ο ημικύριος άξονας της τροχιάς της Γης (ίσος με 1 AU) μπορούσε να φανεί από το αστέρι εάν είναι κάθετος στη γραμμή όρασης.

Όσο μεγαλύτερη είναι η απόσταση D από το αστέρι, τόσο μικρότερη είναι η παράλλαξή του. Η παραλλακτική μετατόπιση στη θέση ενός αστεριού στον ουρανό καθ' όλη τη διάρκεια του έτους συμβαίνει σε μια μικρή έλλειψη ή κύκλο εάν το αστέρι βρίσκεται στον πόλο της εκλειπτικής (βλ. Εικ. 72).

Ο Κοπέρνικος προσπάθησε αλλά απέτυχε να ανιχνεύσει την παράλλαξη των άστρων. Σωστά υποστήριξε ότι τα αστέρια ήταν πολύ μακριά από τη Γη για τα όργανα που υπήρχαν εκείνη την εποχή να παρατηρήσουν την παραλλακτική τους μετατόπιση.

Για πρώτη φορά, μια αξιόπιστη μέτρηση της ετήσιας παράλλαξης του άστρου Vega πραγματοποιήθηκε το 1837 από τον Ρώσο ακαδημαϊκό V. Ya. Struve. Σχεδόν ταυτόχρονα με αυτόν, σε άλλες χώρες προσδιορίστηκαν οι παράλλαξεις δύο ακόμη άστρων, ένα εκ των οποίων ήταν ο α Κενταύρου. Αυτό το αστέρι, που δεν είναι ορατό στην ΕΣΣΔ, αποδείχθηκε ότι είναι το πιο κοντινό σε εμάς, η ετήσια παράλλαξή του είναι ρ = 0,75". Σε αυτή τη γωνία, ένα σύρμα πάχους 1 mm είναι ορατό με γυμνό μάτι από απόσταση 280 m. Δεν είναι περίεργο που για τόσο καιρό δεν μπορούσαν να παρατηρήσουν τέτοια αστέρια σε αστέρια μικρές γωνιακές μετατοπίσεις.

Απόσταση από αστέρι όπου α είναι ο ημικύριος άξονας της τροχιάς της γης. Σε μικρές γωνίες αν το p εκφράζεται σε δευτερόλεπτα τόξου. Στη συνέχεια, λαμβάνοντας a = 1 a. Δηλαδή παίρνουμε:

Απόσταση από το πλησιέστερο αστέρι α Centauri D=206.265": 0,75" = 270.000 AU. μι. Το φως διανύει αυτή την απόσταση σε 4 χρόνια, ενώ από τον Ήλιο στη Γη μόλις 8 λεπτά και από τη Σελήνη περίπου 1 δευτερόλεπτο.

Η απόσταση που διανύει το φως σε ένα έτος ονομάζεται έτος φωτός. Αυτή η μονάδα χρησιμοποιείται για τη μέτρηση της απόστασης μαζί με το parsec (pc).

Parsec είναι η απόσταση από την οποία ο ημικύριος άξονας της τροχιάς της γης, κάθετος στη γραμμή όρασης, είναι ορατός υπό γωνία 1".

Η απόσταση σε παρσέκ είναι ίση με το αντίστροφο της ετήσιας παράλλαξης που εκφράζεται σε δευτερόλεπτα τόξου.Για παράδειγμα, η απόσταση από το αστέρι α Κενταύρου είναι 0,75" (3/4") ή 4/3 τμχ.

1 parsec = 3,26 έτη φωτός = 206.265 AU. ε. = 3*10 13 χλμ.

Επί του παρόντος, η μέτρηση της ετήσιας παράλλαξης είναι η κύρια μέθοδος για τον προσδιορισμό των αποστάσεων από τα αστέρια. Οι παράλλακες έχουν ήδη μετρηθεί για πολλά αστέρια.

Με τη μέτρηση της ετήσιας παράλλαξης, μπορεί να προσδιοριστεί αξιόπιστα η απόσταση από τα αστέρια που βρίσκονται όχι περισσότερο από 100 pc ή 300 έτη φωτός.

Γιατί δεν είναι δυνατό να μετρηθεί με ακρίβεια η ετήσια παράλλαξη πιο μακρινών αστεριών;

Η απόσταση από πιο μακρινά αστέρια προσδιορίζεται επί του παρόντος με άλλες μεθόδους (βλ. §25.1).

2. Φαινόμενο και απόλυτο μέγεθος

Φωτεινότητα των αστεριών. Αφού οι αστρονόμοι μπόρεσαν να προσδιορίσουν τις αποστάσεις από τα αστέρια, διαπιστώθηκε ότι τα αστέρια διαφέρουν ως προς τη φαινομενική φωτεινότητα όχι μόνο λόγω της διαφοράς της απόστασης από αυτά, αλλά και λόγω της διαφοράς τους. φωτεινότητα.

Η φωτεινότητα ενός αστέρα L είναι η ισχύς της φωτεινής ενέργειας που εκπέμπεται σε σύγκριση με τη δύναμη του φωτός που εκπέμπεται από τον Ήλιο.

Εάν δύο αστέρια έχουν την ίδια φωτεινότητα, τότε το αστέρι που είναι πιο μακριά από εμάς έχει χαμηλότερη φαινομενική φωτεινότητα. Μπορείτε να συγκρίνετε αστέρια κατά φωτεινότητα μόνο εάν υπολογίσετε τη φαινόμενη φωτεινότητά τους (αστρικό μέγεθος) για την ίδια τυπική απόσταση. Αυτή η απόσταση στην αστρονομία θεωρείται ότι είναι 10 pc.

Το φαινομενικό μέγεθος που θα είχε ένα αστέρι αν βρισκόταν σε τυπική απόσταση από εμάς D 0 = 10 pc ονομάζεται απόλυτο μέγεθος M.

Ας εξετάσουμε την ποσοτική σχέση μεταξύ των φαινομένων και των απόλυτων μεγεθών ενός άστρου σε γνωστή απόσταση D από αυτό (ή την παράλλαξή του p). Ας θυμηθούμε πρώτα ότι μια διαφορά 5 μεγεθών αντιστοιχεί σε διαφορά φωτεινότητας ακριβώς 100 φορές. Κατά συνέπεια, η διαφορά στα φαινομενικά μεγέθη δύο πηγών είναι ίση με τη μονάδα όταν η μία από αυτές είναι ακριβώς κατά έναν παράγοντα φωτεινότερη από την άλλη (αυτή η τιμή είναι περίπου ίση με 2,512). Όσο πιο φωτεινή είναι η πηγή, τόσο μικρότερο θεωρείται το φαινομενικό της μέγεθος. Στη γενική περίπτωση, ο λόγος της φαινομενικής φωτεινότητας οποιωνδήποτε δύο αστεριών I 1:I 2 σχετίζεται με τη διαφορά στα φαινομενικά μεγέθη τους m 1 και m 2 με μια απλή αναλογία:

Έστω m το φαινομενικό μέγεθος ενός άστρου που βρίσκεται σε απόσταση D. Αν παρατηρούνταν από απόσταση D 0 = 10 pc, το φαινόμενο μέγεθός του m 0 θα ήταν εξ ορισμού ίσο με το απόλυτο μέγεθος M. Τότε η φαινομενική φωτεινότητά του θα άλλαζε κατά

Ταυτόχρονα, είναι γνωστό ότι η φαινομενική φωτεινότητα ενός αστεριού ποικίλλει αντιστρόφως με το τετράγωνο της απόστασης από αυτό. Να γιατί

(2)

Ως εκ τούτου,

(3)

Λαμβάνοντας τον λογάριθμο αυτής της έκφρασης, βρίσκουμε:

(4)

όπου το p εκφράζεται σε δευτερόλεπτα τόξου.

Αυτοί οι τύποι δίνουν το απόλυτο μέγεθος του Μ σύμφωνα με το γνωστό φαινομενικό μέγεθος m σε πραγματική απόσταση από το αστέρι D. Ο Ήλιος μας από απόσταση 10 pc θα έμοιαζε περίπου με αστέρι 5ου ορατού μεγέθους, δηλαδή για τον Ήλιο M ≈5.

Γνωρίζοντας το απόλυτο μέγεθος M οποιουδήποτε άστρου, είναι εύκολο να υπολογίσουμε τη φωτεινότητά του L. Λαμβάνοντας τη φωτεινότητα του Ήλιου L = 1, εξ ορισμού της φωτεινότητας μπορούμε να γράψουμε ότι

Οι τιμές των M και L σε διαφορετικές μονάδες εκφράζουν τη δύναμη της ακτινοβολίας του αστεριού.

Μια μελέτη των αστεριών δείχνει ότι η φωτεινότητά τους μπορεί να διαφέρει κατά δεκάδες δισεκατομμύρια φορές. Σε αστρικό μέγεθος, αυτή η διαφορά φτάνει τις 26 μονάδες.

Απόλυτες αξίεςΤα αστέρια πολύ υψηλής φωτεινότητας είναι αρνητικά και φτάνουν σε M = -9. Τέτοια αστέρια ονομάζονται γίγαντες και υπεργίγαντες. Η ακτινοβολία του αστέρα S Dorado είναι 500.000 φορές ισχυρότερη από την ακτινοβολία του Ήλιου μας, η φωτεινότητά του είναι L=500.000, οι νάνοι με M=+17 (L=0,000013) έχουν τη χαμηλότερη ισχύ ακτινοβολίας.

Για να κατανοήσουμε τους λόγους σημαντικών διαφορών στη φωτεινότητα των άστρων, είναι απαραίτητο να εξεταστούν τα άλλα χαρακτηριστικά τους, τα οποία μπορούν να προσδιοριστούν με βάση την ανάλυση ακτινοβολίας.

3. Χρώμα, φάσματα και θερμοκρασία των άστρων

Κατά τη διάρκεια των παρατηρήσεών σας, παρατηρήσατε ότι τα αστέρια έχουν διαφορετικά χρώματα, σαφώς ορατά στο φωτεινότερο από αυτά. Το χρώμα ενός θερμαινόμενου σώματος, συμπεριλαμβανομένου ενός αστεριού, εξαρτάται από τη θερμοκρασία του. Αυτό καθιστά δυνατό τον προσδιορισμό της θερμοκρασίας των άστρων από την κατανομή ενέργειας στο συνεχές φάσμα τους.

Το χρώμα και το φάσμα των άστρων σχετίζονται με τη θερμοκρασία τους. Στα σχετικά ψυχρά αστέρια κυριαρχεί η ακτινοβολία στην κόκκινη περιοχή του φάσματος, γι' αυτό και έχουν κοκκινωπό χρώμα. Η θερμοκρασία των κόκκινων αστεριών είναι χαμηλή. Αυξάνεται διαδοχικά καθώς μετακινείται από τα κόκκινα αστέρια στο πορτοκαλί, μετά στο κίτρινο, κιτρινωπό, λευκό και μπλε. Τα φάσματα των αστεριών είναι εξαιρετικά διαφορετικά. Χωρίζονται σε τάξεις που ορίζονται με λατινικά γράμματα και αριθμούς (βλέπε πίσω μύγα). Στα φάσματα δροσερών κόκκινων αστέρων κατηγορίας Μμε θερμοκρασία περίπου 3000 Κ, είναι ορατές ζώνες απορρόφησης των απλούστερων διατομικών μορίων, τις περισσότερες φορές του οξειδίου του τιτανίου. Στα φάσματα άλλων ερυθρών αστεριών κυριαρχούν οξείδια άνθρακα ή ζιρκονίου. Κόκκινα αστέρια πρώτης τάξης μεγέθους M - Antares, Betelgeuse.

Στα φάσματα των κίτρινων αστέρων κατηγορίας G, που περιλαμβάνει τον Ήλιο (με θερμοκρασία 6000 Κ στην επιφάνεια), κυριαρχούν λεπτές γραμμές μετάλλων: σίδηρος, ασβέστιο, νάτριο κ.λπ. Ένα αστέρι σαν τον Ήλιο σε φάσμα, χρώμα και θερμοκρασία είναι η φωτεινή Capella στον αστερισμό Auriga .

Στα φάσματα λευκών αστεριών κατηγορίας Α, όπως ο Sirius, ο Vega και ο Deneb, οι γραμμές υδρογόνου είναι οι ισχυρότερες. Υπάρχουν πολλές αδύναμες γραμμές ιονισμένων μετάλλων. Η θερμοκρασία τέτοιων αστεριών είναι περίπου 10.000 Κ.

Στα φάσματα των πιο καυτών, γαλαζωπό αστέριαμε θερμοκρασία περίπου 30.000 Κ, είναι ορατές γραμμές ουδέτερου και ιονισμένου ηλίου.

Οι θερμοκρασίες των περισσότερων αστεριών κυμαίνονται από 3000 έως 30.000 Κ. Μερικά αστέρια έχουν θερμοκρασίες γύρω στους 100.000 Κ.

Έτσι, τα φάσματα των αστεριών είναι πολύ διαφορετικά μεταξύ τους και από αυτά μπορεί κανείς να καθορίσει τη χημική σύσταση και τη θερμοκρασία των ατμοσφαιρών των αστεριών. Μια μελέτη των φασμάτων έδειξε ότι το υδρογόνο και το ήλιο κυριαρχούν στις ατμόσφαιρες όλων των άστρων.

Οι διαφορές στα αστρικά φάσματα εξηγούνται όχι τόσο από την ποικιλομορφία της χημικής τους σύνθεσης όσο από τις διαφορές στη θερμοκρασία και άλλες φυσικές συνθήκες στις αστρικές ατμόσφαιρες. Σε υψηλές θερμοκρασίες, τα μόρια διασπώνται σε άτομα. Σε ακόμη υψηλότερη θερμοκρασία, τα λιγότερο ισχυρά άτομα καταστρέφονται, μετατρέπονται σε ιόντα, χάνοντας ηλεκτρόνια. Τα ιονισμένα άτομα πολλών χημικών στοιχείων, όπως τα ουδέτερα άτομα, εκπέμπουν και απορροφούν ενέργεια σε ορισμένα μήκη κύματος. Συγκρίνοντας την ένταση των γραμμών απορρόφησης ατόμων και ιόντων του ίδιου χημικού στοιχείου, προσδιορίζεται θεωρητικά η σχετική τους ποσότητα. Είναι συνάρτηση της θερμοκρασίας. Έτσι, η θερμοκρασία της ατμόσφαιράς τους μπορεί να προσδιοριστεί από τις σκοτεινές γραμμές στα φάσματα των άστρων.

Αστέρια της ίδιας θερμοκρασίας και χρώματος, αλλά διαφορετικής φωτεινότητας, έχουν γενικά τα ίδια φάσματα, αλλά μπορούν να φανούν διαφορές στις σχετικές εντάσεις ορισμένων γραμμών. Αυτό συμβαίνει επειδή στην ίδια θερμοκρασία η πίεση στην ατμόσφαιρά τους είναι διαφορετική. Για παράδειγμα, στις ατμόσφαιρες των γιγάντων αστεριών υπάρχει λιγότερη πίεση και είναι πιο σπάνια. Αν εκφράσουμε αυτή την εξάρτηση γραφικά, τότε από την ένταση των γραμμών μπορούμε να βρούμε το απόλυτο μέγεθος του αστεριού και στη συνέχεια χρησιμοποιώντας τον τύπο (4) μπορούμε να προσδιορίσουμε την απόσταση από αυτό.

Παράδειγμα λύσης προβλήματος

Εργο. Ποια είναι η φωτεινότητα του αστέρα ζ Σκορπιός αν το φαινομενικό του μέγεθος είναι 3 και η απόσταση από αυτόν είναι 7500 ly. χρόνια;

Άσκηση 20

1. Πόσες φορές ο Σείριος είναι πιο φωτεινός από τον Αλντεμπαράν; Είναι ο ήλιος πιο φωτεινός από τον Σείριο;

2. Το ένα αστέρι είναι 16 φορές φωτεινότερο από το άλλο. Ποια είναι η διαφορά στα μεγέθη τους;

3. Η παράλλαξη του Βέγκα είναι 0,11". Πόσο καιρό χρειάζεται το φως από αυτό για να φτάσει στη Γη;

4. Πόσα χρόνια θα χρειαζόταν για να πετάξει προς τον αστερισμό της Λύρας με ταχύτητα 30 km/s ώστε ο Vega να πλησιάσει δύο φορές;

5. Πόσες φορές ένα αστέρι μεγέθους 3,4 είναι πιο αχνό από τον Σείρειο, που έχει φαινομενικό μέγεθος -1,6; Ποια είναι τα απόλυτα μεγέθη αυτών των αστέρων αν η απόσταση και από τα δύο είναι 3 pc;

6. Ονομάστε το χρώμα καθενός από τα αστέρια του Παραρτήματος IV σύμφωνα με τον φασματικό τύπο τους.