Расстояние до звезд Вечернее звездное небо. Появляется молодой месяц, апрель 2006г. Бетельгейзе, 427,5 св.лет Ригель, 772,9 св.лет Альдебаран, 65,1 св.лет. - презентация

1 Расстояние до звезд Вечернее звездное небо. Появляется молодой месяц, апрель 2006г. Бетельгейзе, 427,5 св.лет Ригель, 772,9 св.лет Альдебаран, 65,1 св.лет Нат, 131 св.лет Капелла, 42,2 св.лет Саиф, 721,6 св.лет Беллатрикс, 243,0 св.лет

2 Аберрация В 1610г Г. Галилей, разглядев в Млечном Пути множество звезд, говорит, что они находятся на разном расстояние от Земли. В 1728г Дж. Брадлей ( , Англия), производя измерения координат γ Дракона с 14 декабря 1725г по 14 декабря 1726г определяет, что звезда описала эллипс с большой полуосью 20,5". Еще в течение года проверил на других звездах вывод тот же, все звезды в течение года описывают на небе эллипсы, - что доказывает годичное движение Земли вокруг Солнца [открыл аберрацию, 1726г]. Это была первая в мире попытка определения параллакса звезды и впервые в качестве базиса использовал R земной орбиты = 146,9 млн.км =1 а.е. Млечный путь в районе Южного Креста. При этом приходится измерять ничтожно малые смещения звезд при их наблюдении с разных точек земной орбиты, т.е в разное время года.

3 Параллакс Для определения расстояния до сравнительно близких звезд применяется метод параллаксов (ближе 300пк), известный более 2000 лет назад, а впервые успешно применен в 1837г. Из Δ видно, что r = a/sin π Так как для звезд угол π очень мал (< 1˝), то переходим к радианной мере, учитывая что 1 рад =206265˝, тогда r = "a/ π = "/ π а.е. Расстояние до звезды, которое соответствует параллаксу = 1˝ называют парсеком, тогда r =1/ π. Впервые параллакс звезды был измерен к 8 февраля 1837г русским астрономом Василий Яковлевич Струве ( ). Это была Вега (α Лиры). После 17 измерений он определил ее параллакс в 0,125". r

4 Единицы расстояния Расстояние до звезд можно определить как в километрах и астрономических единицах, так и в парсеках и световых годах. Из формулы видно, что: 1пк = а.е. 3, км 1св.год = км/с. 365, с 9, км тогда 1 пк 3,26 св.год 1кпк (килопарсек) = 10 3 пк 1Мпк (мегапарсек) = 10 6 пк Параллакс даже самых близких звезд меньше 1", то есть нет звезд к нам ближе 1 парсека. Расстояние до ближайших к нам звезд: Солнце8,3 св.мин Проксима Центавра4,22 св.г Толиман a-Центавра А4,36 св.г a-Центавра B4,36 св.г Звезда Бернарда5,96 св.г Вольф 3597,78 св.г Лаланд ,29 св.г Сириус А 8,58 св.г Сириус B 8,58 св.г Сириус С 8,58 св.г Лейтен A 8,72 св.г Лейтен В 8,72 св.г Росс 154 9,68 св.г Росс 24810,32 св.г

5 Определение параллаксов КА Астрономический спутник «Гиппарх» (HIPPARCOS, ЕКА), запуск г. На борту имел 29 см рефлектор с фокусным расстоянием 140 см. КА работая на орбите 37 месяцев. Для обзора всего неба аппарат вращался вокруг своей оси с периодом 2 h 05 m, а ось вращения имела прецессионное движение с периодом 57 суток и амплитудой 43°. До 1993г с точностью до 0,001" определил параллаксы звезд до 12,4 m, находящихся от нас на расстоянии до 1000 пк. По результатам его работы напечатан в июле 1997 году каталог Hipparcos (Перриман и др., 1997) являющимся одним из наиболее точных [на уровне 1 mas (milli arc second)], массовых каталогов положений, собственных движений и параллаксов звезд. Кроме того составлен каталог Tycho, содержащий уже звезд, с точностью измерения тех же параметров до 25 mas. В 2004 году планировался запуск астрономического исследователя-картографа FAME, который в ходе пяти лет работы должен был определить координаты 40 млн. звезд с точностью в 10 раз превосходящей его предшественника. Но проект пока не реализован.

6 Звездная величина - блеск Гиппарх Родосский ( г, Др.Греция) в 134г до НЭ впервые ввел понятие звездной величины [magnitude - величина (лат), обозначается m ]. Считая, что чем ярче звёзды, тем они имеют больший размер. Берёт Вегу (α Лиры) за 1 m, а еле видимые за 6 m. К 125г до НЭ составил звёздный каталог из 1008 звёзд 48 созвездий. Невооруженным глазом на небе можно насчитать около 6000 звезд. С помощью телескопов – миллиарды звезд. В 1603г Иоганн БАЙЕР ( , Германия) впервые обозначает звезды буквами греческого алфавита в порядке убывания их блеска. Позже установили, что звездная величина характеризуется не размерами, а БЛЕСКОМ (яркость) - освещенность, создаваемая звездой на Земле. Шкалу Гиппарха сохранили. Причем выяснилось, что звезды 1 m в 100 раз ярче звезды 6 m. Обозначив X - разность в блеске на одну звездную величину, тогда X 6-1 =100 X 5 =100, отсюда lgX=0,4, или X=2,512.

7 Визуальный способ через блеск (яркость) звезд и звездные величины. Пусть 1-я звезда имеет m 1 и I 1, а 2-я звезда m 2, I 2. Тогда, как установил в 1857г Н.Р. Погсон ( , Англия) Блеск звезд и звездная величина бывает разная, даже отрицательная. Так самая яркая звезда неба Сириус имеет m=-1,46 m, Солнце m=- 26,58 m Т.к. освещенность обратно пропорциональна квадрату расстояния I/I 0 =r 0 2 /r 2 то получим 10 2 /r 2 =2,512 M-m, или логарифмируя получим: Тогда формула Погсона примет вид I/I 0 =2,512 М-m Но видимая звездная величина ничего не говорит о светимости звезд находящихся на разном расстоянии от нас. Для характеристики светимости (мощности излучения) применяют понятие абсолютной звездной величины (М) - видимой звездной величины звезды с расстояния в 10 пк. Так наше Солнце имея m=-26,58 m, с 10 пк выглядело бы как звезда М=4,84 m. На окраинах ММО, молодое звездное скопление NGC 602. Фото телескопа Хаббл