Елабужский государственный педагогический университет Сахабиев и.А.

Курс лекций по

астрономии

(часть 2)

Елабуга 2012

Тема: методы астрофизики

§ 1 Задачи и основные разделы астрофизики

Цель астрофизики - изучение физической природы и эволюции отдельных космических объектов, включая и всю Вселенную.

Разделы астрофизики

Практическая астрофизика. Основа астрономии - наблюдения. Наблюдения доставляют нам основные факты, которые позволяют объяснить то или иное астрономическое явление. Применение телескопа, открытие спектрального анализа и изобретение фотографии, возникновение фотоэлектрии, радиоастрономии и внеатмосферных методов исследования, расширило возможности (наблюдательной) практической астрофизики, и привело к тому, что астрономия стала всеволновой, т. е. получила возможность извлекать информацию практически из любого диапазона спектра электромагнитного излучения.

Теоретическая астрофизика возникла благодаря прогрессу в физике и особенно созданию теории излучения и строения атома. Ее цель - интерпретация результатов наблюдений, постановка новых задач исследований, а также обоснование методов практической астрофизики.

Оба основные раздела астрофизики в свою очередь подразделяются на более частные. Разделение теоретической астрофизики, как правило, производится по объектам исследования: физика звезд, Солнца, планет, туманностей, космических лучей, космология и т. д. Разделы практической астрофизики обычно отражают те или иные применяемые методы: астрофотометрия, астроспектроскопия, астрофотография, колориметрия и т. д.

Разделы астрофизики, основанные на применении принципиально новых методов, включающие соответствующие разделы теоретической астрофизики, получили такие названия, как радиоастрономия, баллонная астрономия, внеатмосферная астрономия (космические исследования), рентгеновская астрономия, гамма-астрономия, нейтринная астрономиям.

§ 2 Принципы астрофотометрии.

Астрометрия - (самый древней метод астрофизики ) занимается измерением общего излучения небесных светил, доходящего до Земли.

Это излучение характеризуется блеском: чем светила кажутся ярче, тем больше их блеск. Термин «блеск» принят потому, что нами воспринимается незначительная доля общего излучения светил. Звезды, астероиды и некоторые другие объекты выглядят точечными источниками света, их поверхность неразличима даже в телескопы. Яркие планеты невооруженному глазу тоже представляются светящимися точками. У протяженных объектов с различимыми угловыми размерами, помимо блеска, может быть найдена и яркость по известным законам оптики.

Интенсивность видимого излучения светил определяется по создаваемой ими освещенности. Поэтому, строго говоря, блеск светил - это освещенность, создаваемая ими на приемниках лучистой энергии (глаз, фотопластинка, фотоэлемент и другие приемники). Блеск светил измеряется не в единицах освещенности, принятых в физике (в люксах), а в относительных единицах, называемых звездными величинами. Звездные величины обозначаются индексом m (по латыни magnituda-величина), которой ставят вверху после числового значения (например 5^m).

При этом, чем ярче светило, тем меньше его звездная величина.

Оценка блеска светил звездными величинами введена еще во II в. до н. э. греческим астрономом Гиппархом (он же составил каталог более 1000 звезд) и основана на восприятии света человеческим глазом, который четко отмечает различие интенсивности источников света, если один из них ярче другого приблизительно в 2,5 раза. Глаз реагирует на энергию света, прошедшую через зрачок. Независимой от размера зрачка остается его освещенность (количество световой энергии, попадающей на поверхность единичной площади за единицу времени). Оценки звездных величин, как правило относительны: измеряемая звезда сравнивается с теми звездами, звездные величины которых считаются известными.

Звезда 1^m ярче звезды 2^m в 2,5 раза

Звезда 1^m ярче звезды 3^m в 2,5 *2,5=2,5²=2,5^3-1

Отсюда следует = Log_2,5 =m₂-m₁

В десятичных логарифмах lg =( m₂-m₁)Lg2,5 lg2,5=0,4

lg =0,4(m₂-m₁) формула Погсона

Фотометрические характеристики некоторых небесных объектов

Солнце -26,8^m Луна (вполнолунии) -12,7

Венера (max) -4,3 Сириус -1,2

Полярная +2,12 Юпитер (max) -2,4

Формулой Погсона позволяет по измеренному отношению блеска объектов находить разность их звездных величин и, наоборот, по разности звездных величин светил определять отношение их блеска.

Современная фотометрическая измерительная аппаратура позволяет определять блеск с точностью до 0^m ,01. За пределами плотных слоев земной атмосферы точность измерения повышается до 0^m,005.

Шкала звездных величин является относительной шкалой, и, чтобы выражать блеск светил в звездных величинах, необходимо какому-то из них приписать определенную звездную величину, т. е. установить нуль-пункт самой шкалы. Это зависит от свойств приемников, которыми воспринимается излучение светил.

Каждый приемник излучения имеет свойственную ему спектральную чувствительность. Длина волны наибольшего воздействия на приемник энергии называется эффективной длиной волны (l_e). Человеческий глаз воспринимает световые волны длиной от 3900 до 7700 А⁰, и для него эффективной длиной волны является l_e = 5550 А⁰. Шкала звездных величин, построенная на восприятии света глазом (с использованием фотометров), называется шкалой визуальных звездных величин (т_в). В этой шкале, блеск звезды а Малой Медведицы оценен визуальной звездной величиной m_в= 2^m,12.

Визуальная астрофотометрия применяется главным образом для предварительной приближенной оценки блеска светил и при массовых наблюдениях переменных звезд и метеоров. Значительно шире применяется фотографическая астрофотометрия.

Изображения звезд и других точечных объектов на фотонегативах имеют вид ничтожно малых кружочков, диаметры и почернения которых зависят от блеска объектов.

m=a+b lg d a и b - характеристики пленки, d – диаметр изображения.

Звездные величины, определяемые по фотографическим изображениям на обыкновенных фотопластинках, называются фотографическими звездными величинами (т_ф ). Они отличаются от визуальных звездных величин (т_в) из-за различия спектральной чувствительности фотопластинки и глаза. Разность C=m_ф-m_в (2) между фотографической и визуальной звездной величиной светила называется его обычным показателем цвета.

для голубых звезд С<0

для белых звезд C=0

для желтых, оранжевых и красных звезд C>0

Визуальные оценки блеска светил часто заменяют фотографированием на сенсибилизированных (очувствленных) фотоэмульсиях. Фотоэмульсии, обладающие дополнительной чувствительностью к желтым лучам, называются ортохроматическими, к зеленым и желтым лучам - изоортохроматическими, а если еще и к красным лучам, то панхроматическими и изопанхроматическими.

Наиболее точные определения блеска светил осуществляются фотоэлектрическими фотометрами (электрофотометрами) с каскадными фотоумножителями. Величина фототока прямо пропорциональна освещенности.

Абсолютная звездная величина и светимость звезд

Видимые звездные величины ничего не говорят ни об общей энергии, излучаемой звездой, ни о яркости ее поверхности вследствие различия в расстояниях. Маленькая, сравнительно холодная звезда только из-за своей относительно большой близости к нам может иметь значительно меньшую видимую звездную величину (т. е. казаться ярче), чем далекий горячий гигант.

Звездная величина, которую имела бы звезда, если ее наблюдать с расстояния в 10 пс, называется абсолютной звездной величиной М.

Пусть видимая звездная величина некоторой звезды равна m, а расстояние ее от наблюдателя составляет r пс. По определению, звездная величина с расстояния 10 пс будет равна абсолютной звездной величине M Применяя к m и М формулу

Lg , (1) получим 0,4(m-M)=Lg (2)

где Е и E₀ - соответственно освещенности от звезды с расстояния r пс и 10 пс. Поскольку освещенности обратно пропорциональны квадратам расстояний, то = lg = 2-2lg r (3) Подставляя (3) в (2),

получим 0,4(m-M)=2Lgr-2 (4) или M=m+5—51gr. (5)

Зная m и M легко можно найти выраженное в парсеках расстояние из условия Lg r=1+0,2(m-M).(6)

Величина (m—M) называется модулем расстояния.

Так как годичный параллакс  светила и расстояние r до него в парсеках связаны соотношением r=1/, то формулу (5) можно привести к другому виду:

M=m+5+51g (7)

Примера: найдем абсолютную визуальную звездную величину Солнца, видимая визуальная звездная величина которого m= -26^m,8. Расстояние до Солнца r=1а.е.=1/206265 пс. Подставляя в (5) получаем

M=-26^m8+5^m+26^m,6=4^m,8. Абсолютная звездная величена Солнца.

Звездная величина, определенная с учетом излучения во всех участках спектра, называется болометрической.

Болометрическая поправка имеет минимальное значение для тех звезд, которые в видимой области спектра излучают наибольшую долю всей своей энергии, и зависит от эффективной температуры звезды