Московский Государственный Университет Технологии и Дизайна

Зори — самый распространенный тип небесных тел во Вселенной. Зрение к 6-ї звездной величины насчитывается около 6000, к 11-ї звездной величины приблизительно миллион, а к 21-ї звездной величины их на всем небе около 2 млрд.

Все они, как и Солнце, являются накаленными самосветящими газовыми пулями, в недрах которых выделяется колоссальная энергия. Однако зори даже в самые сильные телескопы видно как светящиеся точки, потому что они находятся очень вдалеке от нас.

1. Годовой параллакс и расстояния к зрение. Радиус Земли оказывается слишком малым, чтобы быть базисом для измерения паралактично­го смещения зрение и для определения расстояний к ним. Еще во времена Коперника было понятно, что когда Земля
действительно вращается вокруг Солнца, то видимые положения зрение на небе должны зміню­ватися.

За полгода Земля перемещается на величину диаметра своей орбиты. Направления на зарю из противоположных точек этой орбиты должны различаться. Иначе говоря, в зрение должен быть заметный годовой параллакс (рис. 72).

Годовым параллаксом зари р называется угол, под которым из зари можно было бы видеть большую пиввись земной орбиты (что дорів­нює 1 а. о.), перпендикулярную к лучу зрения.

Чем большее расстояние И) к заре, тем меньший ее параллакс. Паралактичне смещение положения зари на небе на протяжении года происходит по малому эллипсу или кругу, если заря находится в полюсе эклиптики (см. рис. 72).

Коперник пытался, но не смог обнаружить параллакс зрение. Он правильно твердил, что зори слишком вдалеке от Земли, чтобы існуючи­ми тогда приборами можно было заметить их паралактичне змі­щення.

Надежно измерять годовой па­ралакс зори Веги впервые вда­лося в 1837 г. российскому ака­деміку В. Я. Струве. Почти одновременно с ним в других краї­нах определили параллакс еще двух зрение, одной из которых была « Центавра. Эта заря, которую в СССР не видно, оказалась ближайшей к нам, ее годовой параллакс р = 0,75". Под таким углом невооруженному глазу видно проволочку толщиной 1 мм из від­стані 280 м. Не удивительно, что так долго не могли заметить в зрение настолько малые угловые смещения.

Расстояние к ближайшей заре а Центавра D = 206265": 0,75" = 270 000 а. о. Светло проходит это расстояние за 4 года, тогда как от Солнца к Земле оно идет лишь 8 хв, а от Луны — около 1, с.

'Расстояние, которое светло проходит на протяжении года, называется световым годом. Эту единицу используют для вимірю­вання расстояния рядом с п ар с е к о м (пк).

Парсек — расстояние, на какую большую пиввись земной орбиты, пер­пендикулярну к лучу зрения, видно под углом И".

Расстояние в парсеках равняется оберений величине годового пара­лакса, выраженного в секундах дуги. Например, расстояние к заре а Центавра
равняется 0,75" (3/4")> или 4/3 пк.

1 парсек = 3,26 светового года = 206265 а. о. = 3 • 1013 км.

В наше время измерение годового параллакса есть основным спосо­бом визначеъння расстояний к зрение. Параллакс измерен уже для очень многих зрение.

Измерениям годового параллакса можно надежно определить расстояния к зрение, что находятся не дальше 100 пк, или 300 световых лет.

2. Видимая и абсолютная звездная величина. Свитнисть зрение. После того как астрономы получили возможность определять расстояния к зрение, было установлено, что зори отличаются за видимой яркостью не только через разные L расстояния к ним, но и через разную свитнисть.

Свитнистю зари L называется мощность излучения світ­лової энергии сравнительно с мощностью излучения света Солнцем.

Если две зари одинаковой свитности, то заря, которая находится дальше от нас, имеет меньшую видимую яркость. Сравнивать зори за свитнистю можно лишь в том случае, если рассчитать их видимую яркость (звездную величину) для одного и той же стандартного расстояния. Таким расстоянием в астрономии принято считать 10 пк.

Видимая звездная вецичица, которую имела бы заря, если бы находилась от нас на стандартные видстан D0 = 10 пк, достала название абсо­лютної звездной величины Г.

Рассмотрим количественное соотношение видимой и абсолютной звездных величин зари при известном расстоянии О к ней (или ее параллаксе р). Вспомним сначала, что разница 5 звездных величин від­повідає отличия яркости ровно в раз. Следовательно, разница видимых звездных величин двух источников равняется единице, если одно из них ярче второго ровно в ^100 раз (эта величина приблизительно равняется 2,512). Чем ярче джере­ло, тем его видимая звездная величина считается более малой.

В за­гальному случае отношения видимой яркости двух любых зрение I1 : I2 связано с разницей их видимых звездных величин m1, и m1 простым соотношением:

І1 : І2 = 2,512

Пусть m — видимая звездная величина зари, которая находится на расстоянии D. Если бы она наблюдалась из расстояния D0 = 10 пк, ее видимая звездная величина m0 за определением равнялась бы абсо­лютній звездной величине М. Тоді ее позирна яркость зміни­лась бы.

Эти формулы дают абсолютную звездную величину M за известной видимой звездной величиной m при реальном расстоянии к зо­рі D. Наше Солнце из расстояния 10 пк имело бы вид приблизительно как заря
5-ї видимой звездной величины, то есть для Солнца M¤ » 5

Зная абсолютную звездную величину М любой зари, можно вычислить ее свитнисть L. Взяв свитнисть Солнца L© = 1, за озна­ченням свитности можно записать, что

L = 2,5125-M, или L = 0,4 (5 - M)

Величины M и L в разных единицах выражают мощность излучения зари.

Изучение зрение показывает, что за свитнистю они могут відрізня­йся в десятки миллиардов раз. В звездных величинах эта разница достигает 26 единиц.

Абсолютные величины зрение очень высокой свитности отрицательные и достигают М = - 9. Такие зори называются гигантами и сверхгигантами. Излучение зари 5 Золотой Рыбы мощнее излучения нашего Солнца в 500000 раз, ее свитнисть L = 500000; Наименьшую мощность излучения имеют карлики, М= + 17 (L = 0,000013).

Чтобы понять причины значительных отличий в свитности зрение, нужно рассмотреть и другие их характеристики, которые можно определить иа основе анализа излучения.

3. Цвет, спектры и температура зрение. Во время наблюдений вы обратили внимание на то, что зори имеют разный цвет, хорошо заметный / самых ярких из них. Цвет тела, которое нагревается,, в том числе и зари зависит от его температуры. Это дает возможность визна­чити температуру зрение делением энергии в их непрерывном спектре.

Цвет и спектр зрение связанные с их температурой. В порів­няно холодных зрение преобладает излучение в красном участке спектра, потому они и имеют красноватый цвет. Температура чер­воних зрение низкая. Она повышается последовательно с переходом от красных зрение к оранжевым, потом к желтым, желтоватым, белым и голубоватым. Спектры зрение очень разнообразные. Они разделены на
классы, которые помечают латинскими буквами и цифрами (см. задний форзац).

В спектрах холодных красных зрение класса М с температурой около 3000 К видно полосы поглощения найпро­стіших двухатомных молекул, чаще всего окислу титана. В спект­рах других красных зрение преобладают окислы углерода или цирко­нію. Красные зори первой величины класса М — Антарес, Бетельгейзе.

В спектрах желтых зрение класса О, к которым принадлежит и Солнце (с температурой 6000 К на поверхности),, преобладают тонкие линии металлов: железа, кальция, натрия и др. Зарей типа Солнца за спект­ром, цветом и температурой является яркая Капелла в созвездии Віз­ничого.

В спектрах белых зрение класса А, таких, как Сириус, Вега, Денеб, самые сильные линии водорода. Есть много слабых линий ионизированных металлов. Температура таких зрение около 10 000 К.

В спектрах самых горячих, голубоватых зрение с температурой около 30000 К видно линии нейтрального и ионизированного гелия.

Температуры большинства зрение находятся в границах от 3000 до 30000 К. В немногих зрение температура достигает около 100000 К.

Таким образом, спектры зрение очень отличаются один от одно­го и за ними можно определить химический состав атмосфер зрение. Вив­чення спектров показало, что в атмосферах всех зрение преобладают водород и гелий.

Отличия звездных спектров объясняются не столько різнома­нітністю их химического состава, сколько отличием температуры и других физических условий в звездных атмосферах. При высокой температуре молекулы распадаются на атомы. При еще высшей температуре разрушаются менее крепкие атомы, они превращаются в ионы, теряя электроны.

Ионизированы атомы многих химических элементов, как и нейтральные атомы, излучают и поглощают енер­гію определенных длин волн. Сравнениям интенсивности линий погли­нання атомов и ионов одного и того же химического элемента теоретически определяют их относительное количество. Она является функцией температуры. Да, за темными линиями спектров зрение можно визна­чити температуру их атмосфер.

В зрение одинаковых температуры и цвета, но разной свитности спектры в целом одинаковы, однако можно заметить отличия в относительных интенсивностях некоторых линий. Это происходит потому, что при одинаковой температуре давление в их атмосферах разное. Например, в атмосферах гигантов зрения давление меньше, они более разрежены. Если выразить эту зависимость графически, то при інтен­сивністю линиях можно найти абсолютную величину зари, а дальше за формулой (4) определить расстояние к ней.