36 Астрофотометрия. Звёздная величина (визуальная и фотографическая).

Звездной величиной m называется взятый со знаком минус логарифм по основанию 2,512 от освещенности Е, создаваемой данным объектом на площадке, перпендикулярной к лучам. Звездная величина солнца -26,8 Луны -12,7. Связь между звездными величинами и освещенностями выражается формулой Погсона: m1-m1=-2.5 * lg(E1/E2), где m1 и m1 , Е1,Е2– звездные величины 2 светящихся объектов и их освещенности. Для удаленных объектов справедлива формула: Е=В* Ω, где В – яркость объекта, Ω – телесный угол, под которым он виден ан небесной сфере. Звездная величина М называется абсолютной, если объект находится на раст 10 пк. Тогда М=m+5-5*lgr, где r – расстояние до объекта в парсеках. Светимостью звезды L ?называется поток энергии, излучаемый звездой по всем направлениям. Светимость L и абсолютная величина М связаны: М1-М2 = -2.5 * lg (L1/l2). В зависимости от спектрального состава излучения и типа фотоприемника различные величины, измеренные в разных спектральных интервалах, даже одного и того же объекта могут не совпадать. Связь между ними может быть выражена с помощью специальных соотношений и таблиц. Наиболее известная 12-цветная фотометрическая система Джонсона. ВИЗУАЛЬНАЯ ЗВЕЗДНАЯ величина (mn) - звездная величина, определяемая прямым наблюдением и отвечающая спектральной чувствительности человеческого глаза (максимум чувствительности приходится на длину волны 0,55 мкм).

37 Свойства излучения и основы спектрального анализа: законы Планка, Рэлея-Джинса, Стефана-Больцмана, Вина.

Анализ изучения — наиболее важный астрофизический метод; с его помощью получена основная часть наших знаний о космических объектах.Излучательная способность абсолютно черного тела может быть вычислена по формуле Планка

Излучательная способность, описываемая формулой Планка, убывает по-разному. В области коротких волн (фиолетовый конец спектра) знаменатель второго сомножителя в формуле Планка велик, и единицей можно пренебречь. Тогда получаем формулу Вина

описывающую очень крутое падение излучательной способности у фиолетового конца спектра. Формула Планка переходит в формулу Рэлея — Джинса:

Таким образом, в длинноволновой части спектра излучательная способность пропорциональна температуре. Пропорциональность потока излучения температуре позволяет выражать интенсивность наблюдаемого радиоизлучения через температуру абсолютно черного тела, имеющего такую же лучеиспускательную способность. Возникновение линейчатых спектров связано с беспрестанно меняющейся внутренней энергией атомов, то поглощающих, то вновь излучающих энергию.

38 Доплеровское смещение. Закон Доплера.

Если расстояние между излучающим телом и наблюдателем меняется, то скорость их относительного движения имеет составляющую вдоль луча зрения, называемую лучевой скоростью. По линейчатым спектрам лучевые скорости могут быть измерены на основании эффекта Доплера, заключающегося в смещении спектральных линий на величину, пропорциональную лучевой скорости, вне зависимости от удаленности источника излучения. При этом, если расстояние увеличивается (, то смещение линий происходит в красную сторону, а в противном случае — в синюю. ▲λ/λ= - ▲V/V=Vr/c

Эффект Доплера играет исключительно важную роль в астрофизике, так как позволяет на основании измерения положения спектральных линий судить о движениях небесных тел.

Принцип Доплера позволяет не только судить о движении излучающего тела, но и о его вращении. Так, например, вследствие вращения Солнца восточный его край приближается к нам, а западный — удаляется. Наибольшая линейная скорость (на солнечном экваторе) достигает почти 2 км/сек, что при l   = 5000 Å соответствует доплеровскому смещению Dl  = 0,035 Å. По мере приближения к центру и полюсам солнечного диска лучевая скорость, а вместе с нею и доплеровское смещение уменьшаются до нуля. У звезд не удается наблюдать излучения отдельных частей их поверхности. Наблюдаемый спектр звезды получается в результате наложения друг на друга спектров всех точек ее диска, каждая из которых у вращающейся звезды дает различное смещение линий в спектре. В результате наблюдается расширение спектральных линий, на основании которого можно судить о величине линейной скорости вращения. У некоторых звезд линейные скорости вращения достигают огромных значений в сотни километров в секунду. Даже в тех случаях, когда излучающий газ в целом не имеет относительного движения вдоль луча зрения, спектральные линии, излучаемые отдельными атомами, все равно имеют доплеровские смещения из-за беспорядочных тепловых движения. Если помимо тепловых движений в газе наблюдаются течения или какие-нибудь другие крупномасштабные движения (например, турбулентность), то спектральная линия расширяется еще сильнее, а иногда разбивается на несколько линий, соответствующих различным потокам. Таким образом, изучая профили спектральных линий, можно судить как о температуре, так и о движениях, происходящих в излучающем газе.