Продолжительные экспозиции в большом диапазоне длин волн приводят к замыванию спеклов: формируется т.н. турбулентный диск (огибающая всех
cпеклов α=λ/r0). Таким образом, спекл- нтерферометрия реализует разрешение телескопа
не хуже релеевского λ/d.
Спекл-интерферометрические наблюдения позволяют разделить близкие компоненты двойных и
измерить угловые радиусы звезд.
Радиусы звезд
На предидущем рисунке 4.7 видно, что спекл- картины для Бетельгейзе(красный сверхгигант) более размыты, чем для Веги (звезда главной последовательности), а спеклы двойной звезды Капеллы характеризуются некоторой явной упорядоченной структурой.
Дальнейшая обработка спекл-картин (аналого- оптическое преобразование) позволяет получить численные значения угловых радиусов звезд и расстояний между ними.
Для определения радиусов звездРадиусы звезд возможно использование метода покрытия звезд диском Луны.
На рисунке показано, как зависит форма кривой затмения звезды диском Луны в зависимости от углового размера звезды.
Этот метод также требует монохрома- тичности излучения, а кроме этого не все звезды закрываются Луной.
Пространственный |
Радиусы звезд |
|
интерферометр (Физо, |
|
|
Майкельсон) позволяет уве- |
|
|
личить разрешающую |
|
D |
способность |
|
|
|
|
|
в направлении линии, соединя- |
|
|
ющей зеркала или телескопы, до |
Объектив d |
|
величины λ/D. |
|
|
Современные оптические |
|
|
интерфе-рометры состоят из |
|
|
нескольких телескопов (6х1м, |
|
|
CHARA; 4х4м, VLTI) работающих в |
|
|
ближнем ИК-диапазоне и |
Принципиальная схема двухлучевого |
|
разнесенных до 500 м. |
телескоп. Внизу показано распределение |
|
|
интерферометра: A и B - зеркала, C - |
|
Предельное разрешение |
интенсивности излучения в интерферен- |
|
достигает |
ционной картине от двух источников. |
|
|
||
Center for High Angular Resolution Astronomy (CHARA) interferometer
Mount Wilson, California
Parallax (
Наблюдения диска звезды альфа Цефея (Альдерамин). Сферические координаты (в миллисекундах
дуги) переведены в радиусы Солнца.
Подробные данные и их ошибки даны в следующей таблице.
ba
Alderamin's (α Cep) Parameters Derived from the Data and Assembled from the Literature
Cпектральный тип |
A7 IV–V |
|
Параллакс (mas)... |
66.84 |
± 0.49 |
Масса в массах Солнца |
2.00 |
± 0.15 |
Индекс металличности ([Fe/H])... |
0.09 |
|
Большая ось 2aR (mas) |
1.625 |
± 0.050 |
Малая ось 2bR (mas) |
1.355 |
± 0.099 |
Радиус экваториальный (в радиусах Солнца) |
2.62 |
± 0.08 |
Радиус полярный (в радиусах Солнца) |
2.18 |
± 0.16 |
Гравитационное потемнение |
0.084 +0.026 |
|
|
|
-0.049 |
Equatorial velocity (v ) (km s-1)... |
283 |
± 19 |
e |
|
|
Critical velocity (v ) (km s-1)... |
342 |
± 13 |
c |
|
|
Примеры вопросов коллоквиума 1
Физический смысл звездной величины.
Определение абсолютной звездной величины. Для чего она вводится в
астрономии?
Опишите тригонометрический метод определения расстояний до звезд и его ограничения.
Метод определения масс звезд по наблюдениям двойных затменных звезд.
Опишите прямой метод определения эффективных температур звезд. Что такое эффективная температура?
Физические основы спектральной классификации звезд
Диаграмма «температура-светимость»
Состав и строение Солнечной системы и т.д.
450 и 550 нм