19.1 Методы определения расстояний в астрономии. Единицы расстояний – парсек и световой год.

Самым распространённым методом определения расстояний до звёзд является метод годового параллакса. Он опирается на знание расстояния от Земли до Солнца. Современные радиолокационные данные дают значение а.е. = 149 597 870,5 +- 1,6 км. Удвоенная астрономическая единица является базисом, находясь на краю которого можно измерить параллактические углы ближайших звёзд, и определить расстояния до них. Расстояния находятся из треугольника, у которого известны одна сторона и два прилежащих угла.

1 a.e. 206 265" а.е.

D = ------------- = --------------------.

sin "

Расстояние, соответствующее годичному параллаксу в 1", называется парсеком (пс).

1 пс = 206 265 а.е. = 3,086 ^. 10¹³ км.

Если D выражается в парсеках, то D = 1/".

Расстояние, составляющее 1000 парсек, называется килопарсеком, а расстояние 1 000 000 парсек - мегапарсеком.

Расстояние, которое свет проходит за один год, распространяясь со скоростью около 300 000 км/с, называется световым годом.

1 световой год = 9,46 ^. 10¹² км = 63198 а.е. = 0,3064 пс.

1 пс = 3,26 светового года.

Ближайшая к нам звезда имеет параллакс, равный 0,75”, т.е. находится на расстоянии 4,3 светового года, или 1,3 пс.

В современной астрономии используется фотографический метод для определения параллаксов звёзд. Он был развит в начале 19 века Шлезингером на длиннофокусном рефракторе Йеркской обсерватории.

Из многих миллионов звёзд параллаксы измерены только у нескольких тысяч. Современные каталоги параллаксов включают около 8000 звёзд. Ежегодно измеряется лишь по 60 - 80 тригонометрических параллаксов. Ошибки измерения составляют 0,004” или более. Таким образом, измеренный параллакс звезды, находящейся на расстоянии 50 пс может иметь значение от 0,016 до 0,024”. Ошибка измерения очень велика. Точные параллаксы можно найти только для близких звёзд (до 20 пс).

Использование новых методов позиционных измерений с использованием современных светоприёмников и спутниковой астрономии позволит измерять параллаксы звёзд, находящихся на расстояниях 75 - 100 пс.

Расстояния между звёздами очень велики. Межпланетная станция “Пионер-10”, покинувшая пределы Солнечной системы, окажется у одной из самых близких звёзд - звезды Барнарда, находящейся на расстоянии 1,8 пс в 12490 году.

19.2 Основные характеристики звезд.

Звёзды - сферически симметричные газовые (плазменные), раскалённые тела, находящиеся в состоянии теплового и гидростатического равновесия.

Это наиболее распространённые объекты во Вселенной. В них расположено более 98% массы космического вещества. Остальная часть рассеяна в межзвёздном пространстве.

Существование отдельной звезды в течение миллиардов лет как стабильного объекта является следствием равновесия между силами гравитационного сжатия, газового и лучевого давления, количеством и скоростью генерации энергии и процессами теплоотвода (излучения). Звезда является устойчивой саморегулирующей системой. Малейшее изменение хотя бы одного из указанных факторов неизбежно вызывает изменение других факторов и внутреннюю перестройку звезды.

Невооружённому глазу небо представляется в виде множества светящихся точек. Видимую яркость звезды, а точнее ту освещённость, которую создаёт звезда на единице поверхности приёмника, оценивают видимой звёздной величиной.

Видимая звёздная величина не отражает абсолютную характеристику звезды. Она зависит от расстояния, на котором находится звезда от наблюдателя. Поэтому вводят такое понятие, как абсолютная звёздная величина, под которой понимают ту звёздную величину, которую бы имела звезда, будучи удаленной, на расстояние, равное 10 парсекам.

Абсолютная и видимая зв. величины связаны формулой:

М = m + 5 - 5lg r.

Её можно переписать в следующем виде:

М - m = 5 - 5 lg r.

Разность М - m называется модулем расстояния.

Межзвёздная среда заполнена газом и пылью. Излучение звезды при её прохождении частично рассеивается, частично поглощается. Поэтому для получения реальных результатов в вышеприведённые формулы вводят параметр, описывающий характер среды А(m).

М - m = 5 - 5 lg r - А(m).

Физические характеристики звезды и её жизненный путь определяются массой, которую звезда имела в момент рождения, и начальным химическим составом. На величину массы накладываются ограничения физическими процессами, происходящими при сжатии фрагмента молекулярного облака, из которого родилась звезда.

Диапазон возможных масс 10^-2 - 10² массы Солнца. При массах меньше указанного предела, в центральных районах формирующейся звезды не возникают условия, необходимые для возникновения и протекания термоядерных реакций. При массе больше предельной мощное излучение ядра активно противодействует дальнейшей концентрации вещества на поверхности звезды, либо, если масса и плотность слишком велики, облако в процессе эволюции сжимается в чёрную дыру.

Наблюдения показывают, что массы самых больших звёзд - голубых гигантов V класса светимости не превышают 60 масс Солнца, а массы красных карликов - порядка 0,1 массы Солнца.

19.3 Температуры, радиусы, светимости.

Непосредственные определения радиусов звёзд, за некоторыми исключениями, невозможны. Все звёзды находятся на очень большом расстоянии и даже самые крупные оптические телескопы не могут разрешить их угловые размеры.

Только недавно удалось получить вид истинного диска звезды Бетельгейзе с помощью космического телескопа им. Хаббла. Изображение показывает огромную ультрафиолетовую атмосферу с таинственным горячим пятном на поверхности. Огромное яркое пятно больше чем десять диаметров Земли и имеет температуру на 2 000 K большую чем окружающая поверхность звезды.

Характер пятна неизвестен. Оно может вызываться пульсациями, обнаруженными в гигантской звезде, или воздействием мощного магнитного поля.

Увидеть диск звезды возможно, потому что Бетельгейзе - настолько большая звезда, что если бы она находилась на месте Солнца, в центре Солнечной системы, то её внешняя атмосфера простиралась бы за орбиту Юпитера.

Угловые диаметры 20 - 30 ближайших звёзд определены с помощью звёздных интерферометров.

Принцип работы интерферометра основан на интерференции света звезды, отражённого парой широко расставленных зеркал.

Иногда для определения угловых размеров звезды удаётся использовать вид интерференционной картины, возникающей во время покрытия звёзд Луной.

Линейные радиусы можно определить у затменно - переменных звёзд по продолжительности затмения.

Если для звезды с расстоянием r найден угловой диаметр d”, то её линейный поперечник может быть легко вычислен по формуле

D = d”r/ 206 265”.

Радиусы звёзд варьируются в широком диапазоне. Самые большие звёзды - красные сверхгиганты с радиусами в 100 - 1000 раз превышающими солнечный. Самые малые звёзды - белые карлики и нейтронные звёзды, радиусы которых в 100 - 10000 раз меньше солнечного.

Звезда Лейтена в созвездии Кита имеет диаметр в 10 раз меньше земного, а нейтронные звёзды имеют размеры порядка 10 км.

Средняя плотность красных сверхгигантов 10^-6 г/см³, а нейтронных звёзд более 10¹⁴ г/см³ , т.е. сравнима по плотности с ядерной материей.

Различие в физических характеристиках звёзд определяет всё разнообразие нашей Галактики.

Поток энергии, излучаемый звездой по всем направлениям, называется светимостью.

lg(L_з/L_с) = 0,4 (Мс - Мз),

где Мс и Мз - абсолютные звёздные величины Солнца и любой звезды соответственно, а Lс и Lз - их светимости.

Обычно светимость Солнца принимается равной 1, и светимости звёзд выражаются в единицах светимости Солнца. Тогда:

lgL_з = 0,4 (Мс - Мз),

Отношение светимостей самых ярких и самых слабых звёзд достигает около 100 млрд.

Голубые гиганты и красные сверхгиганты имеют светимость равную 800 000 солнечной. Красные карлики спектрального класса М имеют светимость 0,0001 солнечной.

До недавнего времени самой яркой звездой считали  Ориона. Однако, сейчас самой яркой звездой в Галактике считается звезда Лебедь ОВ-2№12. Она превосходит блеском некоторые слабые галактики. Излучение в видимой части спектра в 1 млн. Раз больше солнечного. Если бы она была на месте  Центавра, светила бы ярче полной Луны. Это голубой сверхгигант, Т = 13^.10³ К. Находится на расстоянии 50700 св. лет. Эта звезда окружена плотным облаком пыли, которое пропускает 0,0001 всего светового излучения. Возможно, это облако образовалось из-за потери массы звездой.

В 1988 году была идентифицирована звезда, принадлежащая к классу коричневых карликов. Это самые слабые объекты, доступные наблюдениям. Яркость в 20 000 раз слабее солнечной. Масса меньше в 20 раз. Находится на расстоянии 68 св. лет от Солнца. Малая масса не позволяет зажечься ядерным реакциям. Такие звёзды могут образовывать скрытую массу галактик (по некоторым подсчётам до 90% всей массы).

В 1994 - 1995 годах исследования на Паломарской обсерватории и космическом телескопе дали фотографию коричневого карлика. Эта звезда называется Gliese 229B (GL229B), и является маленьким компаньоном холодной красной звезды Gliese 229, находящейся на расстоянии 19 св. лет от Земли в созвездии Зайца.

Масса карлика равна 20 - 50 масс Юпитера.

GL229B слишком массивен и горяч, чтобы быть планетой, но слишком маленький и прохладный, чтобы сиять подобно звезде. Светимость его в 100,000 раз меньше чем у Солнца. Этот коричневый карлик самый слабый объект когда-либо замеченный на орбите вокруг другой звезды и обладает спектром, похожим на спектр Юпитера. Инфракрасные спектроскопические исследования показали, что карлик имеет много метана. Метан не обнаружен в звёздах, но содержится в планетах-гигантах Солнечной системы.

Масса звезды около 8% массы Солнца.

Коричневые карлики образуются также как и остальные звёзды, но не имеют

достаточно массы, чтобы генерировать высокие температуры в недрах, достаточные для разжигания ядерных реакций.

Коричневые карлики имеют тот же механизм разогрева, что и планеты-гиганты - через гравитационное сжатие.

Под температурой звёзд обычно понимают эффективную температуру.

Эффективной температурой тела называется температура такого абсолютно чёрного тела, каждый квадратный сантиметр которого во всём спектре излучает такой же поток энергии, как и 1 см² данного тела.

где  = 5,67 ^. 10^-8 Вт/(м^{2 .} К⁴) - постоянная Стефана-Больцмана.

Для определения эффективной температуры необходимо знать полный поток излучения и радиус звезды. Достаточно точно эти величины могут быть измерены для немногих звёзд. Для остальных звёзд эффективные температуры находят косвенными методами на основании изучения их спектров или показателей цвета с помощью шкалы эффективных звёздных температур.

Шкалой эффективных звёздных температур называется зависимость цветовых характеристик излучения звёзд, например, спектрального класса или показателя цвета, от эффективных температур. Если известна шкала температур, то, определив из наблюдений спектральный класс или показатель цвета данной звезды, легко найти её температуру. Температурная шкала определяется эмпирически по звёздам с известными эффективными температурами, а также для звёзд некоторых типов теоретически.

Шкала эффективных температур звёзд.

Спектр. класс	гл. послед.	гиганты	сверхгиганты
O5	40 000
B0	28 000
B5	15 500
A0	10 000
A5	8 500
FO	7 400		6 400
F5	6 600
G0	6 000	5 700	5 400
G5	5 400	5 000	4 700
KO	4 700	4 300	4 000
K5	4 000	3 600	3 400
MO	3 600	3 400	2 800
M5	3 000	2 800

Температура может быть найдена, если известен показатель цвета С по формуле:

Т = 7200⁰/(С + 0 ^m, 64) .

Если известна болометрическая светимость звезды, или её эффективная температура, можно найти размеры звезды.

Светимость звезды:

L = 4R²T_эфф⁴.

Если применить полученное выражение к Солнцу, светимость и радиус которого нам известны, то получим:

L_с = 4R_с²T_с⁴.

Деля почленно эти равенства, получим:

R = R_с(T_с/T_эфф) ² (L/L_с),

логарифмируя получаем:

lg(R/ R_с) = 1/2 lg (L/L_с) + 2 lg (T_с/T_эфф).

Если выразить радиус и светимость звезды в солнечных единицах, получим:

lgR = 1/2 lg L + 2 lg (T_с/T_эфф).