우주 물체까지의 거리(결정 방법)

행성까지의 거리 결정.

수요일 태양으로부터 행성까지의 거리 r(AU 단위)은 궤도 주기 T에서 구합니다.
, (1)
여기서 r은 AU로, T는 지구 연도로 표시됩니다. 태양의 질량에 비해 행성의 질량은 무시할 수 있습니다. 식(1)은 3으로부터 따른다. 달과 행성까지의 거리는 레이더 방법을 통해 높은 정확도로 결정됩니다(참조).

가장 가까운 별까지의 거리를 결정합니다.

궤도에서 지구의 연간 운동으로 인해 근처의 별은 멀리 있는 "고정된" 별에 비해 약간 움직입니다. 1년 동안 그러한 별은 천구의 작은 타원을 묘사하며, 그 크기는 별에서 멀어질수록 작아집니다. 각도 측정에서 이 타원의 장반경 축은 최대 값과 거의 같습니다. 별에서 1AU가 보이는 각도. (지구 궤도의 장반축), 별의 방향에 수직. 이 각도()는 연간 또는 삼각법이라고 합니다. 별의 시차는 삼각법을 기반으로 별까지의 거리를 측정하는 역할을 합니다. 각도와 기초가 알려진 삼각형 ZSA의 변과 각도 사이의 관계 - 지구 궤도의 반장축(그림 1).

별까지의 거리 r은 삼각함수 값에 따라 결정됩니다. 시차는 다음과 같습니다:
(a.u.), (2)
여기서 시차는 초(arcseconds)로 표현됩니다.

태양계에 가장 가까운 별인 적색 왜성 12번째 프록시마 센타우리(12번째 프록시마 센타우리)의 시차는 0.762입니다. 그것까지의 거리는 1.32pc(4.3광년)이다.

측정의 하한은 삼각법입니다. 시차 ~ 0.01"이므로 100pc를 초과하지 않는 거리를 측정하는 데 사용할 수 있습니다(상대 오차 50%). 최대 20pc 거리에서 상대 오차는 10%를 초과하지 않습니다. 천문학에서 더 먼 별까지의 거리 주로 측광법에 의해 결정됩니다(아래 참조).

시차 외에도 근처 별의 변위, 우주 세부 사항의 눈에 띄는 변위를 볼 때 두 가지 경우만 확인할 수 있습니다. 하늘을 가로지르는 물체를 사용하여 물체까지의 거리를 정확하게 결정할 수도 있습니다. 이것은 여러 가지입니다. 근처의 성단 이동 및 빠르게 움직이는 가스 껍질 또는 덩어리. 현상의 예. 신성과 초신성, 팽창하는 껍질에 대한 겉보기 팽창 속도(아크초)와 함께 스펙트럼이 결정될 수 있습니다. 방식 방사형 팽창률.

거리를 결정하는 측광 방법.

동일한 전력의 광원에 의해 생성된 조도는 광원까지의 거리의 제곱에 반비례합니다. 결과적으로, 동일한 발광체의 가시적 밝기(즉, 지구 근처의 광선에 수직인 단일 영역에서 생성되는 조명)는 해당 발광체까지의 거리를 측정하는 역할을 할 수 있습니다. 조도를 크기로 표현 ( 중- 보이는, 중-절대등급)은 다음과 같은 기본으로 이어진다. f-le 측광. 거리 r f (pc):
. (3)

삼각법 공식이 알려진 유명인의 경우. 시차는 다음과 같이 결정될 수 있습니다. 중동일한 공식을 사용하여 물리적 비교 복근을 가진 성도들. 별의 크기. 이 비교는 복근을 보여주었습니다. 다양한 종류의 발광체(별, 은하 등)의 크기는 물리적 특성에 따라 추정할 수 있습니다. 성.

기초적인 절대 추정 방법. 별의 크기 스펙트럼: 동일한 스펙트럼 클래스의 별 스펙트럼에서 절대값을 나타내는 특징이 발견됩니다. 크기 (대부분 별의 광도가 증가함에 따라 이온화 된 원자 라인이 증가함). 이러한 특성에 따라 별은 광도 등급으로 구분됩니다(참조). 별의 스펙트럼으로 추정되는 광도의 등급과 하위 등급에 따라 복근을 찾을 수 있습니다. 최대 0.5의 오류가 있는 값 중. 이 오류는 f-le(3)을 사용하여 r f 를 결정할 때 30%의 상대 오류에 해당합니다.

성단까지의 거리를 결정하는 특별한 도구가 있습니다. 겉보기등급을 이용한 방법으로 성단에 있는 별들의 색상도를 보여줍니다. 이는 우리와 가까운 성단에 있는 같은 유형의 별들로 구성된 “절대 등급 표시 색상” 다이어그램과 비교됩니다(그림 2). 비교된 다이어그램 사이의 수직 이동은 거리 계수( mm), Krom에 따르면 공식 (3)을 사용하여 소위를 찾습니다. 측광 성단의 거리 r f (상대 오차 20%).

I형 항성 집단(은하의 평평한 구성요소)에 속하는 장주기 세페이드(1~146일의 진동 주기)에 대해 중요한 주기-광도 관계가 확립되었으며, 이에 따라 주기가 짧을수록 밝기 진동이 클수록 세페이드의 절대값은 약해집니다. 크기. 이 의존성을 사용하여 복근을 결정할 수 있습니다. 밝기 변동 기간에 따른 세페이드의 크기, 따라서 광도계. 관찰되는 세페이드 및 성단, 나선팔 및 성계까지의 거리(참조). 세페이드로부터의 거리를 결정할 때의 오차는 성단의 경우 평균 40%입니다(경우에 따라 더 낮음).

은하외 거리의 결정.

가까운 은하까지의 거리는 세페이드의 겉보기 등급과 이들 항성계에서 가장 밝은 별들의 추정치에 의해 결정되었습니다. 천 개가 넘는 세페이드가 여러 곳에서 발견되었습니다. 수백 - 안드로메다 성운에서. 세페이드는 또한 반경 약 10km 내에 위치한 7개의 불규칙 나선 은하에서도 발견되었습니다. 우리 은하 주변의 3Mpc.

세페이드를 탐지할 수 없는 시스템에서는 가장 밝은 초거성과 가장 높은 광도 등급의 거성을 찾습니다. 가장 밝은 초거성은 여러 곳에서 발견되었습니다. 최대 10Mpc 반경 내의 수백 개의 나선 및 불규칙 은하(절대 등급 범위는 -9에서 -10까지) 중). 타원형에서 은하계에는 I형(장주기 세페이드, 초거성, 뜨거운 가스 성운)이 존재하지 않습니다. 오단코 소형 타원형. 사진에서 우리 지역 그룹의 은하 (참조) 별이 부서지고 있으며 그 중 가장 밝은 것은 우리 은하의 구상 성단에있는 거인과 유사한 적색 거성으로 밝혀졌습니다 (이 거인의 절대 등급은 -2에 이릅니다) 중, 감지 반경 - 약. 1Mpc). 적색거성으로부터 측광을 추정하는 것이 가능하다. 타원형까지의 거리 국부은하군에 속한 은하들은 20%의 오차를 가지고 있습니다.

거리 표시로도 사용됩니다.

일부 은하에서는 밝은 가스 성운이 관찰됩니다. 은하계에서 가장 큰 성운의 선형 크기는 거의 동일하다는 것이 밝혀졌습니다. 따라서 우주 은하계에서 가장 밝은 성운의 각도 치수 d"를 측정함으로써 이 은하까지의 거리 r을 결정하는 것이 가능합니다. 이 방법은 최대 15Mpc 거리의 나선 은하와 불규칙 은하에 적용 가능합니다. 방법은 10% 이상입니다.

다른 은하계의 광도계. 거리는 은하의 적분 등급을 추정함으로써 좀 더 조잡한 방식으로 결정될 수 있습니다. 외부의 특징에 따르면 나선은하의 유형(두께, 나선팔의 길이, 표면 밝기 등)은 종종 은하의 광도를 대략적으로 추정하거나 적어도 은하가 왜소은하가 아님을 입증할 수 있습니다. 후자의 경우 복근입니다. 적분 값은 일반적으로 -20과 동일하게 취할 수 있습니다. 중(거대 은하의 값 참조) 겉보기 등급으로부터의 거리를 대략적으로 추정합니다.

먼 거리(> 1000 Mpc)에서 은하 및 기타 우주의 가시적 밝기. 물체는 거리 제곱의 측광 법칙뿐만 아니라 빛의 흡수 외에도 먼 방사선원의 "붉어짐"으로 인해 약화되어 우주의 팽창을 반영합니다. 측광을 결정할 때 고려해야 합니다. 거리

적색편이를 이용한 거리 측정

광도계의 비교 스펙트럼의 이동 값 z를 사용하여 은하까지의 거리. 스펙트럼의 빨간색 끝 부분에 있는 선은 값이 거리 r()에 비례한다는 것을 보여줍니다. z=Hr/c, 여기서 H는 허블 상수입니다. 이것으로부터 우리는 먼 은하, 전파 은하 및 퀘이사까지의 거리를 결정하는 공식을 얻습니다.
r=cz/H(Mpc). (4)

최대 500Mpc까지 시스템은 은하계를 벗어나 있습니다. 거리(광도계 및 허블)는 표면 온도와 껍질 팽창률을 측정하여 초신성까지의 거리를 직접 결정함으로써 검증되었습니다. 훨씬 더 먼 거리에 대한 신뢰할 만한 추정치는 아직 없습니다.
단어가 포함된 출판물:은하 성단까지의 거리 - 거리

쌀. 1. 일일 시차

즉, 일일 시차는 각도입니다. 아르 자형",관측 지점에 그려진 지구의 반경이 표시되는 곳입니다(그림 1).

관측 당시 천정에 위치한 별의 일일 시차는 0입니다. 빛나고 있었다면 중수평선에서 관찰되면 일일 시차가 최대 값을 가지며 호출됩니다. 강의 수평 시차.

삼각형의 변과 각의 관계에서 용량"그리고 용량(그림 1) 우리는

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

여기에서 우리는 얻는다

죄 p / =죄 p 죄 z / . (2)

태양계 모든 천체의 수평 시차는 작습니다(평균적으로 달의 경우). R- 57", 태양 근처 피 = 8.79", 행성은 1"보다 작습니다).

따라서 각도의 사인은 아르 자형마지막 공식의 p"는 각도 자체로 대체되어 작성될 수 있습니다.

피" = 피 죄 지". (3)

일일 시차로 인해 별은 지구 중심에서 관측할 때보다 지평선 위로 더 낮게 나타납니다. 이 경우 조명의 높이에 대한 시차의 영향은 천정 거리의 사인에 비례하며 최대 값은 수평 시차와 같습니다. 아르 자형.

지구는 회전 타원체 모양을 가지므로 수평 시차를 결정할 때 불일치를 피하기 위해 지구의 특정 반경에 대한 값을 계산해야합니다. 지구의 적도 반경 Ro = 6,378km가 이러한 반경으로 간주되고 이에 대해 계산된 수평 시차가 호출됩니다. 수평 적도 시차 p 영형 . 모든 참고서에 제시된 것은 태양계 몸체의 시차입니다.

1. 행성까지의 거리 결정.

또 다른 결정 방법은 케플러의 세 번째(정제된) 법칙을 사용하는 것과 관련이 있습니다. 이 경우, 태양으로부터 행성의 평균 거리 r(AU 단위)은 궤도 주기 T에서 구합니다.

여기서 r은 AU로, T는 지구 연도로 표시됩니다. 태양의 질량에 비해 행성의 질량은 무시할 수 있습니다. 식 (4)는 케플러의 제3법칙을 따른다. 달과 행성까지의 거리는 레이더 방법을 사용하여 매우 정확하게 결정됩니다.

별까지의 거리는 어떻게 측정할 수 있나요?

수평 시차 방법

태양으로부터 1억 4960만 킬로미터 떨어진 곳에 위치한 지구는 1년 동안 궤도를 따라 꽤 먼 거리를 "바람"을 옮깁니다.

그러나 정말 거대한 거리는 밖에서 시작됩니다. 20세기 초에야 과학자들은 상당히 정확한 측정을 할 수 있었고 처음으로 일부 별까지의 거리를 확립했습니다.

별까지의 거리를 결정하는 방법은 지구 궤도 직경의 양쪽 끝에서 별을 향한 방향(즉, 위치를 결정하는 것)을 정확하게 결정하는 것으로 구성되며, "수평시차법". 이렇게 하려면 6개월 간격으로 별의 방향을 결정하기만 하면 됩니다. 이 기간 동안 지구 자체가 궤도의 한쪽에서 다른 쪽으로 관찰자를 운반하기 때문입니다.

우주에서 관찰자의 위치 변화로 인해 발생하는 별의 변위(물론 겉보기)는 극히 작으며 거의 ​​감지할 수 없습니다. 그러나 정확도는 0″.01로 측정되었습니다. 많나요, 적나요? 스스로 판단하십시오. 이는 모스크바 붉은 광장에서 행인이 던진 랴잔의 동전 가장자리를 조사하는 것과 같습니다.

그러한 거리와 거리에서는 우리가 익숙한 미터와 킬로미터가 더 이상 적합하지 않다는 것이 분명합니다. 정말 먼 거리, 즉 우주 거리는 킬로미터가 아닌 단위로 더 편리하게 표현됩니다. 광년즉, 300,000km/초의 속도로 전파되는 빛이 1년 동안 이동하는 거리입니다.

설명된 방법을 사용하면 300광년보다 훨씬 더 멀리 떨어진 별까지의 거리를 결정하는 것이 가능합니다. 일부 먼 항성계의 별에서 나오는 빛은 수억 광년 떨어진 우리에게 도달합니다.

이것은 흔히 생각하는 것처럼 우리가 현실에 더 이상 존재하지 않을 수도 있는 별을 관찰하고 있다는 것을 전혀 의미하지 않습니다. “실제로는 더 이상 존재하지 않는 것을 하늘에서 본다”고 말할 필요는 없습니다. 사실, 대다수의 별은 너무 느리게 변하기 때문에 수백만 년 전에도 지금과 동일했습니다. 별이 우주에서 빠르게 움직이더라도 하늘에서 눈에 보이는 위치조차 매우 천천히 변합니다. 따라서 우리가 보는 별은 일반적으로 현재와 동일합니다.

별과 같은 먼 천체까지의 거리는 직접 측정할 수 없습니다. 이는 별의 밝기나 좌표의 주기적인 변화와 같은 이러한 물체의 측정된 매개변수를 기반으로 계산됩니다. 현재 항성 거리를 계산하는 여러 가지 방법이 개발되었으며 각 방법에는 적용 가능성에 한계가 있습니다. 과학자들이 별까지의 거리를 어떻게 결정하는지 자세히 살펴보겠습니다.

시차 사용

시차는 관찰자의 위치가 바뀔 때 먼 배경에 비해 관찰된 물체의 변위입니다. 관측점 사이의 거리(시차 기준)와 물체의 각도 변위 크기를 알면 물체까지의 거리를 쉽게 계산할 수 있습니다. 오프셋 값이 작을수록 물체는 더 멀리 떨어져 있습니다. 성간 거리는 엄청나며 각도를 늘리기 위해 가능한 가장 큰 기준을 사용합니다. 이를 위해 지구 궤도의 반대 지점에서 별의 위치를 ​​측정합니다. 이 방법을 별의 연간 시차라고 합니다.

이제 연간 시차 방법을 사용하여 별에 도달하는 방법을 쉽게 이해할 수 있습니다. 이는 관찰자, 태양 및 먼 별에 의해 형성된 삼각형의 변 중 하나로 계산되며 r = a/sin p와 같습니다. 여기서 r은 별까지의 거리, a는 별까지의 거리입니다. 지구에서 태양까지, p는 별의 연간 시차입니다. 모든 별의 시차는 1아크초(1'') 미만이므로 작은 각도의 사인은 라디안 단위의 각도 자체 값으로 대체될 수 있습니다(sin p ≒ p''/206265). 그러면 r = a∙206265/p'', 또는 천문 단위로 r = 206265/p''를 얻습니다.

성간 거리의 단위

킬로미터 또는 천문 단위로 거대한 거리를 표현하는 것처럼 결과 공식이 불편하다는 것은 분명합니다. 따라서 파섹(“시차초”, 줄여서 pc)은 항성 천문학에서 일반적으로 사용되는 단위로 채택됩니다. 연간 시차가 1초인 별까지의 거리입니다. 이 경우 공식은 간단하고 편리한 형식을 취합니다: r = 1/p pc.

1파섹은 206,265천문단위, 즉 약 30조 8천억 킬로미터에 해당합니다. 대중적인 문헌과 기사에서는 전자기파가 중력장의 영향을 받지 않고 진공 상태에서 1년 동안 이동하는 거리인 광년과 같은 단위가 자주 사용됩니다. 1광년은 약 9조 5천억 킬로미터, 즉 0.3파섹에 해당합니다. 따라서 1파섹은 약 3.26광년이다.

시차 정확도

현재 지상 조건에서 시차 측정의 정확도를 통해 별까지의 거리를 200파섹 이하로 측정할 수 있습니다. 우주 망원경을 사용한 관측을 통해 정확도가 더욱 향상됩니다.

따라서 유럽 위성 히파르코스(HIPPARCOS, 1989년 발사)를 통해 첫째, 이 거리를 1000pc로 늘릴 수 있었고 둘째, 이미 알려진 항성 거리를 상당히 명확하게 할 수 있었습니다. 2013년에 발사된 유럽 위성 가이아(Gaia)는 측정 정확도를 두 자릿수 더 높였습니다. 천문학자들은 가이아 데이터를 사용하여 반경 40킬로파섹 내의 별까지의 거리를 결정하고 새로운 외계 행성을 발견하기를 희망합니다. 이름을 딴 우주망원경. 허블은 가이아와 비슷한 정확도를 달성했습니다. 아마도 광학 측정의 한계에 가까울 것입니다.

이러한 제한에도 불구하고 삼각연간 시차는 항성 거리를 결정하는 다른 방법의 교정 기준 역할을 합니다.

측광. 규모의 개념

천문학의 측광법은 광학 범위를 포함하여 천체에서 방출되는 전자기 복사의 강도를 측정하는 작업을 다룹니다. 측광 매개 변수를 기반으로 별과 은하와 같은 다른 먼 물체까지의 거리를 결정하기 위해 다양한 방법이 사용됩니다. 측광 방법에 사용되는 기본 개념 중 하나는 크기 또는 밝기(지수 m으로 표시)입니다.

가시광 등급 또는 상대(광학 범위 - 시각적) 항성 등급은 별의 밝기로 직접 측정되며 등급이 증가하면 밝기가 감소하는 특징을 갖는 등급을 갖습니다(이는 역사적으로 발생했습니다). 예를 들어, 태양의 겉보기 등급은 -26.7m이고, 시리우스의 등급은 -1.46m이며, 태양에 가장 가까운 별인 프록시마 센타우리(Proxima Centauri)의 등급은 +11.05m입니다.

절대 크기는 계산된 매개변수입니다. 이 별이 10pc 거리에 있으면 눈에 보이는 별에 해당합니다. 이 매개변수는 물체의 밝기와 거리를 연관시킵니다. 예를 들어 주어진 별의 절대 등급은 태양의 경우 +4.8m, 시리우스의 경우 +1.4m, 프록시마의 경우 +15.5m입니다. 이 별들의 거리는 각각 0.000005, 2.64, 1.30 파섹입니다. 그들은 매우 중요한 천체 물리학 매개 변수인 광도가 다릅니다.

별의 스펙트럼과 광도

천문학자들은 단위 시간당 별(또는 다른 물체)이 방출하는 총 에너지, 즉 별의 힘을 광도 L이라고 부릅니다. 광도는 절대 등급으로 표현될 수 있지만, 광도는 거리에 의존하지 않습니다.

주로 온도를 반영하는 방출 스펙트럼(색상은 온도에 따라 다름)을 기반으로 별은 여러 스펙트럼 등급으로 나뉩니다. 동일한 스펙트럼 클래스의 별은 일반적으로 동일한 광도를 특징으로 합니다(여기에는 예외가 있지만 스펙트럼의 특징으로 식별됩니다). "스펙트럼 - 광도"(또는 "색상 - 크기") 관계는 소위 Hertzsprung-Russell 다이어그램에 표시됩니다.

이 다이어그램을 사용하면 별의 스펙트럼 유형을 기반으로 절대 등급을 추정할 수 있습니다. 그리고 절대값은 거리 및 눈에 보이는 관찰 가능한 값과의 간단한 관계로 연결되므로 별까지의 거리가 어떻게 결정되는지는 이미 분명합니다. 공식은 다음과 같습니다: log r = 0.2(m - M)+1. 여기서 r은 거리, m은 겉보기 등급, M은 절대 등급이다. 이 방법의 정확도는 낮지만 거리를 추정할 수 있습니다.

천문학의 표준 양초

광도가 특정 물리적 매개변수에 대한 명확한 대응을 특징으로 하는 별이 있습니다. 덕분에 천문학자들은 역제곱법칙을 사용하여 밝기 감소에 따른 별까지의 거리를 매우 정확하게 결정합니다. 그러한 별의 겉보기 등급이 작을수록 별 자체는 더 멀리 위치합니다. 이러한 물체에는 예를 들어 세페이드와 Ia형 초신성이 포함됩니다.

세페이드 - 맥동 기간과 밀접하게 관련된 변수입니다. 이러한 별의 밝기와 주기를 측정하면 별까지의 거리를 쉽게 계산할 수 있습니다. 세페이드는 매우 밝은 별이다. 현대 망원경은 다른 은하계의 세페이드를 분해하여 은하계까지의 거리를 확인할 수 있습니다.

Ia형 초신성은 가까운 쌍성계에서 특정 유형의 별이 폭발하는 것입니다. 폭발은 별이 특정 임계 질량 값에 도달할 때 발생하며 항상 동일한 광도와 밝기 감소 패턴을 가지므로 거리 계산도 가능합니다. 초신성의 밝기는 은하 전체의 밝기와 비슷할 수 있으므로, 천문학자들의 도움으로 천문학자들은 수십억 파섹 정도의 매우 큰 우주 규모의 거리를 추정할 수 있습니다.

가장 먼

많은 사람들이 우리에게 가장 가까운 별인 Proxima Centauri에 대해 알고 있습니다. 그렇다면 현재 알려진 별 중 가장 멀리 있는 별은 무엇일까요?

우리 은하계에 속하며 얼마 전에 발견되었습니다. 그것은 은하계 헤일로의 바깥쪽 가장자리에 있는 은하수의 나선 원반 바깥쪽에 있으며, 천칭자리 방향으로 약 122,700pc, 즉 400,000광년 거리에 있습니다. 18등급의 적색거성이다. 물론 더 먼 별들도 알려져 있지만 그것이 우리 은하계에 속하는지 정확히 판단하기는 어렵다.

글쎄, 우주에 알려진 모든 별 중 우리에게서 가장 먼 별은 무엇입니까? 이 별은 낭만적인 이름인 MACS J1149+2223 Lensed Star-1 또는 간단히 LS1을 갖고 있으며 90억 광년 떨어져 있습니다. 먼 은하에서 중력 마이크로 렌즈 현상이 일어나서만 가능했기 때문에 이 별을 먼 거리에 있는 별을 볼 수 있었던 것은 천문학적으로 큰 성공이었습니다. 우주적 적색편이를 이용하여 거리를 계산한다. 이 방법은 개별 별들로 분해될 수 없는 우주에서 가장 먼 물체까지의 거리를 결정하는 데 사용됩니다. 그리고 LS1은 천문학자들이 별까지의 거리를 결정하는 방법을 보여주는 가장 놀랍고 아름다운 예 중 하나입니다.

별은 우주에서 가장 흔한 유형의 천체입니다. 6등급까지는 약 6000개, 11등급까지는 약 100만개, 21등급까지는 하늘 전체에 약 20억 개가 있다.

그들 모두는 태양처럼 뜨겁고 자체 발광하는 가스 공이며 그 깊이에서 엄청난 에너지가 방출됩니다. 그러나 가장 강력한 망원경에서도 별은 우리로부터 매우 멀리 떨어져 있기 때문에 빛나는 점으로 보입니다.

1. 연간 시차와 별까지의 거리

지구의 반경은 별의 시차 변위를 측정하고 별까지의 거리를 결정하기 위한 기초로 사용하기에는 너무 작은 것으로 밝혀졌습니다. 코페르니쿠스 시대에도 지구가 실제로 태양 주위를 돈다면 하늘에 있는 별들의 겉보기 위치가 변해야 한다는 것이 분명했습니다. 6개월 동안 지구는 궤도의 직경만큼 움직입니다. 이 궤도의 반대 지점에서 별까지의 방향은 달라야 합니다. 즉, 별에는 눈에 띄는 연간 시차가 있어야 합니다(그림 72).

별의 연간 시차 ρ는 지구 궤도의 장반축(1 AU와 동일)이 시선에 수직인 경우 별에서 볼 수 있는 각도입니다.

별까지의 거리 D가 클수록 시차가 작아집니다. 일년 내내 하늘에 있는 별 위치의 시차 이동은 별이 황도의 극에 있는 경우 작은 타원이나 원에서 발생합니다(그림 72 참조).

코페르니쿠스는 별의 시차를 감지하려고 시도했지만 실패했습니다. 그는 그 당시 존재했던 도구가 별의 시차 변위를 알아차리기에는 별이 지구에서 너무 멀리 떨어져 있다고 정확하게 주장했습니다.

처음으로 러시아 학자 V.Ya Struve는 1837년에 별 베가의 연간 시차에 대한 신뢰할 만한 측정을 수행했습니다. 그와 거의 동시에 다른 나라에서는 두 개의 별의 시차가 더 결정되었으며 그중 하나는 α Centauri였습니다. 소련에서는 볼 수 없는 이 별은 우리에게 가장 가까운 것으로 밝혀졌으며 연간 시차는 ρ = 0.75"입니다. 이 각도에서 1mm 두께의 와이어가 280m 거리에서 육안으로 볼 수 있습니다. .. 오랫동안 그들이 별의 작은 각도 변위에서 그러한 별을 발견할 수 없었다는 것은 놀라운 일이 아닙니다.

별까지의 거리 여기서 a는 지구 궤도의 장반경 축입니다. 작은 각도에서 p가 arcseconds로 표현되는 경우. 그런 다음 a = 1a를 취합니다. 즉, 우리는 다음을 얻습니다:

가장 가까운 별 α Centauri D=206,265": 0.75" = 270,000 AU까지의 거리. 이자형. 빛은 이 거리를 4년 동안 이동하는 반면, 태양에서 지구까지는 단 8분, 달에서는 약 1초 동안 이동합니다.

빛이 1년 동안 가는 거리를 광년이라 한다.. 이 단위는 파섹(pc)과 함께 거리를 측정하는 데 사용됩니다.

파섹은 시선에 수직인 지구 궤도의 장반경이 1" 각도에서 보이는 거리입니다.

파섹 단위의 거리는 초 단위로 표현되는 연간 시차의 역수와 같습니다.예를 들어, 별 α Centauri까지의 거리는 0.75"(3/4") 또는 4/3 pc입니다.

1파섹 = 3.26광년 = 206,265AU. 즉 = 3*10 13km.

현재 별까지의 거리를 결정하는 주요 방법은 연간 시차를 측정하는 것입니다. 이미 많은 별에 대해 시차가 측정되었습니다.

연간 시차를 측정하면 100pc, 즉 300광년 이내에 위치한 별까지의 거리를 확실하게 결정할 수 있습니다.

더 멀리 있는 별의 연간 시차를 정확하게 측정하는 것이 왜 불가능합니까?

더 멀리 있는 별까지의 거리는 현재 다른 방법으로 결정됩니다(§25.1 참조).

2. 겉보기 등급과 절대 등급

별의 광도. 천문학자들이 별까지의 거리를 측정할 수 있게 된 후, 별과의 거리 차이뿐 아니라 별의 밝기 차이 때문에 별의 겉보기 밝기가 다르다는 사실이 밝혀졌습니다. 밝기.

별 L의 광도는 태양이 방출하는 빛의 힘에 비해 방출되는 빛 에너지의 힘입니다.

두 별의 광도가 같다면 우리에게서 멀리 있는 별의 겉보기 밝기는 더 낮습니다. 동일한 표준 거리에 대해 겉보기 밝기(별 등급)를 계산하는 경우에만 별을 광도별로 비교할 수 있습니다. 천문학에서 이 거리는 10pc로 간주됩니다.

별이 우리로부터 표준 거리 D 0 = 10 pc에 있을 때 가질 겉보기 등급을 절대 등급 M이라고 합니다.

알려진 거리 D(또는 시차 p)에 있는 별의 겉보기 등급과 절대 등급 사이의 정량적 관계를 고려해 보겠습니다. 먼저 5등급의 차이는 정확히 100배의 밝기 차이에 해당한다는 점을 기억해 두십시오. 결과적으로 두 광원의 겉보기 등급 차이는 그 중 하나가 다른 광원보다 정확히 한 요소 더 밝을 때 1과 같습니다(이 값은 대략 2.512와 같습니다). 광원이 밝을수록 겉보기 등급은 더 작게 고려됩니다. 일반적으로 두 별 I 1:I 2 의 겉보기 밝기 비율은 겉보기 등급 m 1 과 m 2 의 차이와 간단한 비율로 관련됩니다.

거리 D에 위치한 별의 겉보기 등급을 m이라고 합니다. D 0 = 10 pc 거리에서 관찰한 경우 겉보기 등급 m 0은 정의에 따라 절대 등급 M과 같습니다. 그러면 겉보기 밝기 에 의해 변경됩니다

동시에, 별의 겉보기 밝기는 별까지의 거리의 제곱에 반비례하여 변하는 것으로 알려져 있습니다. 그렇기 때문에

(2)

따라서,

(3)

이 식에 로그를 취하면 다음과 같은 결과를 얻을 수 있습니다.

(4)

여기서 p는 초(arcseconds)로 표현됩니다.

이 공식은 알려진 식에 따라 M의 절대 크기를 제공합니다. 겉보기 등급 m은 별 D까지 실제 거리에 있습니다. 10 pc의 거리에서 우리 태양은 대략 가시광 등급 5등급의 별처럼 보일 것입니다. 즉, 태양 M ≒5의 경우.

어떤 별의 절대 등급 M을 알면 그 광도 L을 계산하는 것은 쉽습니다. 태양의 광도 L = 1을 취하면 광도 정의에 따라 다음과 같이 쓸 수 있습니다.

다양한 단위의 M과 L 값은 별의 복사 강도를 나타냅니다.

별에 대한 연구에 따르면 별의 광도는 수백억 배까지 다를 수 있습니다. 별의 크기에서 이 차이는 26단위에 이릅니다.

절대값광도가 매우 높은 별은 음수이며 M = -9에 이릅니다. 그러한 별을 거성, 초거성이라고 합니다. 별 S Dorado의 복사는 우리 태양의 복사보다 500,000배 더 강력하고, 그 광도는 L=500,000이며, M=+17(L=0.000013)인 왜성은 가장 낮은 복사 출력을 갖습니다.

별의 광도가 크게 달라지는 이유를 이해하려면 방사선 분석을 기반으로 결정할 수 있는 다른 특성을 고려해야 합니다.

3. 별의 색, 스펙트럼, 온도

관찰하는 동안 별의 색상이 다양하고 가장 밝은 부분에서 명확하게 볼 수 있음을 발견했습니다. 별을 포함하여 가열된 물체의 색상은 온도에 따라 달라집니다. 이를 통해 연속 스펙트럼의 에너지 분포를 통해 별의 온도를 결정할 수 있습니다.

별의 색상과 스펙트럼은 온도와 관련이 있습니다. 상대적으로 차가운 별에서는 스펙트럼의 빨간색 영역의 방사선이 우세하므로 붉은 색을 띠게 됩니다. 붉은 별의 온도는 낮습니다. 빨간색 별부터 주황색 별, 노란색 별, 노란색 별, 흰색 별, 파란색 별 순으로 순차적으로 성장합니다. 별의 스펙트럼은 매우 다양합니다. 라틴 문자와 숫자로 지정된 클래스로 구분됩니다(뒤쪽 전단지 참조). 차가운 적색 M급 별의 스펙트럼약 3000K의 온도에서는 가장 단순한 이원자 분자(주로 산화티탄)의 흡수대가 보입니다. 다른 붉은 별의 스펙트럼은 탄소나 지르코늄 산화물이 지배적입니다. 1 등급 M 등급의 붉은 별 - 안타레스, 베텔게우스.

황색 G형 별의 스펙트럼, 태양 (표면 온도 6000K)을 포함하며 철, 칼슘, 나트륨 등 얇은 금속 선이 우세합니다. 스펙트럼, 색상 및 온도에서 태양과 같은 별은 Auriga 별자리의 밝은 Capella입니다. .

A급 백색별의 스펙트럼에서, 시리우스, 베가, 데네브처럼 수소선이 가장 강력합니다. 이온화된 금속에는 약한 선이 많이 있습니다. 그러한 별의 온도는 약 10,000K입니다.

가장 뜨겁고 푸른 별의 스펙트럼에서약 30,000K의 온도에서는 중성 및 이온화된 헬륨 선이 보입니다.

대부분의 별의 온도는 3000~30,000K입니다. 일부 별의 온도는 약 100,000K입니다.

따라서 별의 스펙트럼은 서로 매우 다르며 이를 통해 별 대기의 화학적 구성과 온도를 결정할 수 있습니다. 스펙트럼 연구에 따르면 모든 별의 대기에는 수소와 헬륨이 우세한 것으로 나타났습니다.

항성 스펙트럼의 차이는 화학적 구성의 다양성보다는 항성 대기의 온도 및 기타 물리적 조건의 차이로 설명됩니다. 고온에서는 분자가 원자로 분해됩니다. 더 높은 온도에서는 덜 강한 원자가 파괴되고 이온으로 변하여 전자를 잃습니다. 중성 원자와 같은 많은 화학 원소의 이온화된 원자는 특정 파장에서 에너지를 방출하고 흡수합니다. 동일한 화학 원소의 원자와 이온의 흡수선 강도를 비교함으로써 이론적으로 그 상대적인 양이 결정됩니다. 이는 온도의 함수입니다. 따라서 대기의 온도는 별 스펙트럼의 어두운 선으로 결정될 수 있습니다.

온도와 색상은 동일하지만 광도가 다른 별은 일반적으로 동일한 스펙트럼을 갖지만 일부 선의 상대적 강도에 차이가 있음을 볼 수 있습니다. 이는 동일한 온도에서 대기의 압력이 다르기 때문에 발생합니다. 예를 들어, 거대 별의 대기에서는 압력이 덜하고 희박합니다. 이 의존성을 그래픽으로 표현하면 선의 강도에서 별의 절대 등급을 찾을 수 있으며 공식 (4)를 사용하여 별까지의 거리를 결정할 수 있습니다.

문제 해결의 예

일. 별 ζ 전갈자리의 겉보기 등급이 3이고 거리가 7500 광년이라면 별의 광도는 얼마입니까? 연령?

연습 20

1. 시리우스는 알데바란보다 몇 배 더 밝습니까? 태양은 시리우스보다 더 밝습니까?

2. 한 별은 다른 별보다 16배 더 밝습니다. 그 규모의 차이점은 무엇입니까?

3. 베가의 시차는 0.11인치입니다. 베가의 빛이 지구에 도달하는 데 얼마나 걸리나요?

4. 베가가 2배 가까이 가까워지려면 30km/s의 속도로 거문고자리를 향해 날아가는 데 몇 년이 걸릴까요?

5. 3.4등급의 별은 겉보기 등급이 -1.6등급인 시리우스보다 몇 배 더 희미합니까? 두 별까지의 거리가 3pc라면 이 별들의 절대 등급은 얼마입니까?

6. 스펙트럼 유형에 따라 부록 IV에 있는 각 별의 색상을 지정하십시오.