Расстояния до звёзд. Для сравнительно близких звезд, удаленных на расстояние, не превышающие нескольких десятков парсек, расстояние определяется методом. - презентация

1 Расстояния до звёзд

2 Для сравнительно близких звезд, удаленных на расстояние, не превышающие нескольких десятков парсек, расстояние определяется методом параллакса. Метод известен более 2 тыс. лет, а к звездам его стали применять 160 лет назад. Угол ( π ), под которым со звезды был бы виден средний радиус земной орбиты ( а ), расположенный перпендикулярно направлению на звезду, называется годичным параллаксом. Для нахождения годичного параллакса измеряют ничтожно малые угловые смещения звезд при их наблюдении с разных точек земной орбиты, то есть в разное время года.

3 Если известен годичный параллакс звезды, то можно вычислить расстояние до неё. Поскольку параллакс всегда меньше 1", то расстояние до звезды: Парсек – это расстояние до звезды, годичный параллакс которой равен 1": 1 пк = а.е. Расстояние до звезд в парсеках вычисляется по формуле: 1 пк = 3,26 св.лет

4 В созвездии Центавр находится третья по блеску звезда неба после Сириуса и Канопуса – Альфа Центавра. Альфа Центавра является тройной звездой. Главная звезда похожа на Солнце, имеет тот же спектральный класс G2 и примерно такую же светимость, что и Солнце. На расстоянии 17,7" расположена вторая звезда красноватого цвета. Это красный карлик, который по светимости втрое меньше нашего Солнца. Рядом с ними обращается еще один красный карлик, светимость которого в раз меньше, чем нашего Солнца. Это и есть ближайшая к нашему Солнцу звезда – Проксима Центавра («Ближняя»).

5 Пример. Годичный параллакс Веги (α Лиры) равен 0,12. Каково расстояние до нее в парсеках и световых годах? Дано: π = 0,12 r пк - ? r св.лет - ? Решение: r пк = 1 / π r пк = 1 / 0,12 пк = 8,33 пк 1 пк = 3,26 св.лет r св.лет = 8,33 · 3,26 св.лет = 27,1 св.лет Ответ: r пк = 8,33 пк r св.лет = 27,1 св.лет

6 СТРУВЕ Василий Яковлевич (Фридрих Георг Вильгельм) (1793–1864), российский астроном, академик Петербургской АН, по происхождению немец. Василий Яковлевич Струве, астроном Пулковской обсерватории, был в числе астрономов, впервые определивших расстояния до ближайших ярких звезд Вега и Альтаир.

7 Метод параллакса является на данный момент наиболее точным способом определения расстояний до звезд, однако он не применим к звездам, отстоящим от нас на расстояние больше, чем 300 пк. При этом необходимо измерять слишком малые смещения положения звезд – меньше одной сотой доли секунды дуги! Спутник «Гиппарх» определял расстояния до звезд с высокой точностью

8 Во II веке до нашей эры древнегреческий астроном Гиппарх составил каталог звезд, видимых невооруженным глазом. Гиппарх считал, что чем ярче звезда, тем она больше. Он предложил разделить все видимые звезды на шесть классов. Самые яркие из них Гиппарх назвал звездами первой звездной величины, самые слабые звезды – звездами шестой звездной величины. Гиппарх

9 Невооруженным глазом на небе можно наблюдать менее звезд (вплоть до шестой звездной величины), с помощью телескопов – миллиарды миллиардов. Звездная величина характеризует не размеры звезды, а её блеск, т.е. освещенность, которую создает звезда на Земле. Млечный Путь в районе Южного Креста Блеск звезды 1 m, больше блеска звезды 6 m ровно в 100 раз. m – от лат. magnitudo – величина. x 5 =100, где х – различие в блеске в одну звездную величину 5 lg x = lg lg x = 2 или lg x = 0.4, тогда x = I 1 и I 2 – блеск звезд, звездная величина которой равна m 1 и m 2 Светила, блеск которых превосходит блеск звезд 1 m, имеют нулевые и отрицательные звездные величины (0 m, -1 m и т.д.). Шкала звездных величин продолжается и в сторону звезд, не видимых невооруженным глазом (7 m, 8 m и т.д.). Для более точной оценки блеска звезд используются дробные звездные величины (2,3 m, 7,1 m )

10 Пример. Во сколько раз Капелла ярче Денеба? Дано: m 1 = +0,2 m m 2 = +1,3 m I 1 / I 2 - ? Решение: lg (I 1 /I 2 ) = (m 2 - m 1 ) lg 2,512 lg 2,512 = 0,4 lg (I 1 /I 2 ) = 1,1 · 0,4 = 0,44 I 1 / I 2 = 2,75 Ответ: I 1 / I 2 = 2,75

11 Абсолютная звездная величина М – это видимая звездная величина, которую имела бы звезда, если бы находилась на расстоянии в 10 пк. Связь абсолютной звездной величины М, видимой звездной величины m и расстояния до звезды R в парсеках: Для определения истинного блеска звезды вводят понятие абсолютной звездной величины. Абсолютная звездная величина Солнца: M = +4,8 m Если определена абсолютная звездная величина (например по спектру звезды), то можно найти расстояние до звезды: lg r = 0,2 (m - M) + 1 M = m + 5 – 5 lg r