Измерение количественных и качественных характеристик звезд

ИЗМЕРЕНИЕ

КОЛИЧЕСТВЕН-НЫХ

И

КАЧЕСТВЕННЫХ

ХАРАКТЕРИСТИК ЗВЕЗД

Автор: Поваляев Иван

11 класс «а», школа № 865

1. Приборы, с помощью которых ведется на-блюдение.

1.1. Оптические телескопы.

Невооруженным глазом на небе можно наблюдать около 6000 звезд до 6-ой звездной величины; с помощью телескопов около 2 миллиардов до 21-ой звездной величины.

Таблица 1: Число ярче данной звездной величины

Предельная звездная величина число звезд Предельная звездная величина число звезд

6,0 4 850 13,0 5 700 000

7,0 14 300 15,0 32 000 000

8,0 41 000 17,0 150 000 000

9,0 117 000 19,0 560 000 000

10,0 324 000 21,0 2 000 000 000

11,0 870 000 ————— ——————

График 1: Число звезд данной звездной величины

Наибольшее количество обнаруженных звезд приходится на 15-17 звездную величину (см. график). Как было подсчитано вблизи нас на одну звезду приходится в среднем объем около 357 кубических световых лет и среднее расстояние между звездами составляет порядка 9,5 световых лет. Большинство звезд составляют карлики 14-15 абсолютной звездной величины и со светимостью 0,01 светимости Солнца.

Оптический телескоп был первым из появившихся приборов для наблю-дения за звездами (изобретен примерно в 17 веке Галилеем) существует 3 типа оптических телескопов: рефракторы (линзовые), рефлекторы (зер-кальные) и комбинированные зеркально-линзовые системы. В настоящее время глазами в телескоп естественно никто не смотрит, а используют фо-топластинки, которые в дальнейшем исследуют с помощью различных при-способлений.

1.2. Другие приборы.

Также в астрономии используются приборы, позволяющие разложить свет на спектр (спектрограф), измерить яркость звезды (фотометры) и измерить тепло, приходящее от звезды (термоэлементы). Создание таких приборов требует большой точности, которая стала возможна только при современ-ном уровне развития науки.

Естественно, что в наблюдении с помощью любых приборов очень большое влияние могут оказать помехи, создаваемые Землей: ее атмосферой, маг-нитным полем, шумами, вызванными человеческой деятельностью. Поэто-му обсерватории и станции наблюдения располагают в горах, далеко от больших городов, а с развитием космонавтики выводят на околоземную ор-биту, что довольно дорого, но позволяет почти полностью исключить воз-действие атмосферы на показания приборов.

2. Спектры звезд, цель и методы их изучения, информация, содержащаяся в спектрах.

2.1. Типы спектров.

Современная наука выделяет 3 вида спектров: сплошной (непрерывный) спектр, линейчатый спектр (спектр излучения или поглощения) и полоса-тый спектр. Изучая спектры звезд можно выяснить химический состав ко-роны звезды (и следовательно, ее температуру), а также скорость движения звезды относительно солнечной системы и скорость вращения ее вокруг своей оси. Согласно спектрам звезды делятся на спектральные классы.

Таблица 2: Спектральные классы звезд.

Спек-траль-ный класс Цвет Темпера-тура ко-роны в K Вещества, линии которых в данном классе достигают своей наибольшей интенсивности Типичные яркие звезды

О5 Голубоватый 30 000 Ионизированный гелий ——————

В0 Белый 20 000 Гелий  Ю. Креста

А0 Белый 10 000 Водород Сириус, Вега

F0 Желтоватый 8 000 Ионизированные металлы Канопус

G0 Желтый 6 000 Нейтральные металлы Солнце

К0 Оранжевый 4 500 Присутствуют слабые полосы окиси титана Арктур

М0 Красный 3 000 Сильные полосы окиси титана главенствуют Антарес

2.2. Химический состав звезд.

Химический состав ядра звезды с помощью спектрального анализа опреде-лить невозможно; можно только предполагать, исходя из теоретических расчетов. Химический состав атмосфер звезд и Солнца в основном почти одинаков и близок к химическому составу земной коры, за исключением того, что на Земле нет заметных количеств водорода и гелия (см. таблицу).

Таблица 3: сравнительное изобилие х. э. в атмосферах звезд, земной коре и ка-менных метеоритах.

Элемент Звезды Солнце Земная кора Каменные метеориты

Водород 11,4 11,5 8,3 6,9

Гелий 10,2 10,2 0 0

Углерод 6,4 7,4 6,3 6,1

Кислород 8,0 9,0 8,5 8,4

Натрий 7,1 7,2 7,3 6,4

Магний 7,5 7,8 7,2 7,7

Алюминий 6,9 6,4 7,8 6,8

Кремний 7,5 7,3 8,2 7,8

Железо 6,7 7,2 7,2 7,6

Ïðèìå÷àíèå: â òàáëèöå äàí lg. среднего числа атомов в столбе атмосферы сечением 1 см2 для звезд и солнца по сравнению с такими же, но относительными данными для Земли и метеоритов.

В химическом составе некоторых звезд возможны некоторые отклонения от средней нормы. Так, есть звезды, несколько более богатые неоном или стронцием, в некоторых холодных звездах встречается аномально много изотопа углерода 13.

Рисунок 1: определение расстояния методом парал-лакса.

3. расстояния до звезд.

3.1. Метод паралласкса.

Метод параллакса является на данный момент наиболее точным способом определения расстояний до звезд, однако он не применим к звездам, отстоящим от нас на расстояние больше, чем 300 пс. Метод параллакса заключается в измерении с высокой точностью углов  и  и на основе их, а также зная смещение Земли за полгода (2 а.е.) возможно определить расстояние из тригонометрии.

3.2. По диаграмме Герцшпрунга - Рессела.

Если знать светимость звезды и ее видимый блеск, то расстояние до нее находится по формуле lg.(D)=(m-M+7,5)/5, где D - расстояние в световых го дах, M - абсолютная звездная величина (видимый блеск звезды, если бы она находилась на расстоянии 10 пс), m - видимая звездная величина. Как выяс-нили ученые, спектры звезд являются хорошими указателями светимости, а следовательно, и расстояния до них.

График 2: диаграмма спектр-светимость (Герцшпрунга - Рессела)

Зная расстояния до некоторого числа звезд, вычисленные методом па-раллакса, можно было вычислить светимости и сопоставить их со спектром тех же звезд, (см. диаграмму спектр-светимость). Из диаграммы видно, что каждому определенному подклассу звезд (например A1) соответствует определенная светимость, таким образом, достаточно точно определить спектральный класс и можно выяснить ее светимость, а следовательно, и расстояние. Иногда определенному классу соответствует другая светимость, но в этом случае и спектр у них несколько другой. Спектры карликов и гигантов различаются интенсивностью определенных линий или их пар, причем это отличие можно выяснить, исследуя близко находящиеся звезды. Это отличие связано с тем, что атмосферы гигантов обширнее и разреженнее. Точность определения расстояния таким способом составляет ~20%.

3.3. По относительным скоростям.

Косвенным показателем расстояния до звезд являются их относительные скорости: как правило, чем ближе звезда, тем больше смещается она по не-бесной сфере. Определить таким способом расстояние, конечно нельзя, но этот способ дает возможность “вылавливать” близкие звезды.

Также существует другой метод определения расстояний по скоростям, применимый для звездных скоплений. Он основан на том, что все звезды, принадлежащие одному скоплению движутся в одном и том напрвлении по параллельным траекториям. Измерив лучевую скорость звезд с помощью эффекта Доплера, а также скорость, с которой эти звезды смещаются отно-сительно очень удаленных, то есть условно неподвижных звезд, можно оп-ределить расстояние до интересующего нас скопления.

Расстояния до галактик приблизительно можно определить по расстоя-нию до находящихся в этих галактиках цефеид.

3.4. Цефеиды.

Периодические изменения блеска характерны не только для двойных звезд, но и для переменных звезд — так называемых “цефеид”. Первой из обнаруженных цефеид была  цефея, которая меняла свой блеск с амплиту-дой 1, температуру (на 800K) ,размер и спектральный класс. Цефеиды — это неустойчивые звезды спектральных классов от F6 до G8, которые пуль-сируют в результате нарушения равновесия между силой тяжести и внут-ренним давлением, причем кривая изменения их параметров напоминает гармонический закон. С течением времени колебания ослабевают и затуха-ют; к настоящему моменту было обнаружено постепенное прекращение пе-ременности у звезды RU Жирафа, обнаруженной в 1899 году. К 1966 году ее переменность полностью прекратилась. Периоды различных цефеид от 1,5 часов до 45 суток. Все цефеиды — гиганты большой светимости, при-чем светимость строго зависит от периода по формуле M=-0,35-2,08lg(T). Так как, в отличие от диаграммы спектр - светимость, зависимость четкая, то и расстояния можно определять более точно: зная из наблюдений период (T), можно найди абсолютную звездную величину (M), а зная абсолютную звездную величину и найдя из наблюдений относительную (m) можно най-ти расстояние. Такой метод нахождения расстояний применяется не только для определения расстояния до самих цефеид, но и для определения рас-стояний до далеких галактик, в составе которых удалось обнаружить це-феиды (это сделать не очень трудно, так как цефеиды обладают достаточно большой светимостью).

Существуют