Температура. Определение расстояния до звёзд


Температура определяет цвет звезды и ее спектр. Так, например, если температура поверхностных слоев звезды 3-4 тыс. К, то ее цвет красноватый, 6-7 тыс. К - желтоватый. Очень горячие звезды с температурой свыше 10-12 тыс. К имеют белый и голубоватый цвет. В астрономии существуют вполне объективные методы измерения цвета звезд. Последний определяется так называемым «показателем цвета», равным разности фотографической и визуальной звездной величины. Каждому значению показателя цвета соответствует определенный тип спектра. 
У холодных красных звезд спектры характеризуются линиями поглощения нейтральных атомов металлов и полосами некоторых простейших соединений (например, CN, Н20 и др.). По мер увеличения температуры поверхности в спектрах звезд исчезают молекулярные полосы, слабеют многие линии нейтральных атомов, а также линии нейтрального гелия. Сам вид спектра радикально меняется. Например, у горячих звезд с температурой поверхностных слоев, превышающей 20 тыс. К, наблюдаются преимущественно линии нейтрального и ионизованного гелия, а непрерывный спектр очень интенсивен в ультрафиолетовой части. У звезд с температурой поверхностных слоев около 10 тыс. К наиболее интенсивны линии водорода, в то время как у звезд с температурой около 6 тыс. К. линии ионизированного кальция, расположенные на границе видимой и ультрафиолетовой части спектра. Заметим, что такой вид I имеет спектр нашего Солнца. 

Эффективная температура

Обычно под температурой звезды понимают ее эффективную температуру. 
Для определения последней необходимо знать полный поток излучения и радиус звезды. Достаточно точно обе эти величины, а потому и эффективные температуры могут быть измерены лишь для немногих звезд. Для остальных звезд эффективные температуры находят косвенными методами на основании изучения их спектров или показателей цвета с помощью шкалы эффективных звездных температур.
Шкалой эффективных температур называется зависимость цветовых характеристик излучения звезд, например спектрального класса или показателя цвета, от эффективных температур (см. приложение в формате doc).
Аналогично вводится шкала цветовых температур. Если известна шкала температур, то, определив из наблюдений спектральный класс или показатель цвета данной звезды, легко найти ее температуру. Температурная шкала определяется эмпирически по звездам с известными, например, эффективными температурами, а также для звезд некоторых типов теоретически.

Радиус звёзд

Еще одна существенная характеристика звезды - ее радиус. Радиусы звезд меняются в очень широких пределах. Есть звезды, по своим размерам не превышающие земной шар (так называемые «Белые карлики»), есть огромные «пузыри», внутри которых могла бы свободно поместиться орбита Марса. Мы не случайно назвали такие гигантские звезды «пузырями». Из того факта, что по своим массам звезды отличаются сравнительно незначительно, следует, что при очень большом радиусе средняя плотность вещества должна быть ничтожно малой. Если средняя плотность солнечного вещества равна 1410 кг/м3, то у таких «пузырей» он может быть в миллионы раз меньше, чем у воздуха. В то же время белые карлики имеют огромную среднюю плотность, достигающую десятков и даже сотен миллионов килограммов на кубический метр. 
«Зная эффективную температуру Т и светимость L, можно вычислить радиус R звезды по формуле: L=4pR2sT основанной на законе излучения Стефана - Больцмана (s - постоянная Стефана)».
Радиусы звёзд могут меняться. Красный сверхгигант Бетельгейзе, самая яркая звезда в созвездии Ориона, сильно уменьшился за последние 15 лет. Об этом на заседании Американского астрономического общества рассказали сотрудники Калифорнийского университета в Беркли, соответствующая статья ими опубликована в Astrophysical Journal Letters.
Согласно их исследованиям, начиная с 1993 года радиус Бетельгейзе, который составлял около 5,5 астрономических единиц (то есть в 5,5 раз больше, чем расстояние от Солнца до Земли) уменьшился более, чем на 15 процентов (на расстояние, равное радиусу орбиты Венеры в Солнечной системе). При этом, несмотря на изменение размеров, яркость звезда никак не менялась. Наблюдения проводились в инфракрасном диапазоне на длине волны 11,15 микрон, так как звезда находится в облаке пыли и не очень хорошо видна в оптике.
Авторы работы предлагают несколько вариантов объяснения уменьшения размеров звезды, подчеркивая, что достоверно об этом ничего сказать пока нельзя. По одной версии звезда имеет неправильную форму и в настоящий момент находится к Земле своей узкой частью, хотя на фотографиях звезда выглядит сферически симметричной. Другой вариант заключается в том, что речь идет о систематических пульсациях Бетельгейзе. В самом интригующем предложенном сценарии развития событий говорится, что ученые становятся свидетелями того, как у звезды, которая находится на поздней стадии эволюции позднего сверхгиганта и должна взорваться как сверхновая, начался коллапс.
Бетельгейзе находится от Земли на расстоянии 600 световых лет и является первой звездой, для которой ученые измерили ее видимый размер – это с помощью интерферометра своего имени сделал Альберт Абрахам Майкельсон. В конце XX века космический телескоп Хаббл получил изображение поверхности Бетельгейзе (на фото), которое стало первым изображением поверхности звезды, отличной от Солнца. На изображении обращает на себя внимание яркое горячее пятно неизвестного происхождения.

Определение расстояния до звёзд 

«Несмотря на все достижения современной техника, определение расстояний до звезд по-прежнему остается одной из труднейших задач астрономии. Расстояния до звезд настолько велики, что для оценки их не пригодны ни километры, ни даже астрономические единицы (а. е.). Астрономы используют такие единицы расстояний, как световой год (св. год), но чаще парсек (пк; сокращение от двух слов паралакс секунда) - расстояние, с которого радиус земной орбиты, равный 1 а. е., виден под углом в 1" (секунда дуги). 1 пк = 3,216 св. г. = 206265 а.с. = 3.1 • 1011 км. Для целей галактической и внегалактической астрономии используют еще более крупные единицы расстояний: килопарсек (1 кпк = 1000 пк) и мегапарсек (1 Мпк = 1000000 пк)»
Фотометрический метод определения расстояний.
Освещенности, создаваемые одинаковыми по мощности источниками света, обратно пропорциональны квадратам расстояний до них. Следовательно, видимый блеск одинаковых светил (т. е. освещенность, создаваемая у Земли на единичной площадке, перпендикулярной лучам света) может служить мерой расстояния до них. Выражение освещенностей в звездных величинах (m - видимая звездная величина, М - абсолютная звездная величина) приводит к следующей основной формуле фотометрических расстояний rф (пс):

lgrф = 0,2 (m - M) + 1.

При определении r ф по вышеназванной формуле погрешность составляет ~30%. 
Определение расстояния по относительным скоростям. Косвенным показателем расстояния до звезд являются их относительные скорости: как правило, чем ближе звезда, тем больше смещается она по небесной 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 же направлении по параллельным траекториям. Измерив лучевую скорость звезд с помощью эффекта Доплера, а также скорость, с которой эти звезды смещаются относительно очень удаленных, то есть условно неподвижных звезд, можно определить расстояние до интересующего нас скопления звёзд.



Реклама