Звездный параллакс


Зонд НАСА New Horizons впервые прислал на Землю изображения, показывающие звездный параллакс или то, как смещаются положения звезд при наблюдении из двух разных мест. Это явление однажды в будущем может быть использовано для межзвездной навигации.

Параллакс – очень простая вещь для демонстрации. Держите палец перед глазами на расстоянии вытянутой руки, закройте один глаз, а затем переключитесь на другой. Вы заметите, что это вызывает сдвиг вашего пальца, потому что ваши глаза смотрят на палец из двух разных мест.

В астрономии это метод, который используется астрономами для измерения расстояния до ближайших звезд и находится в центре довольно интересного исторического спора.

Большинство людей слышали о проблемах Галилея с католической церковью из-за его заявления о том, что Земля вращается вокруг Солнца. Чего не знает большинство людей, так это того, что у Галилея не было никаких прямых доказательств того, что Земля действительно двигалась вокруг Солнца.

Фактически, это были главные возражения Тихо Браге против теории Коперника. Если Земля сдвинулась, вы должны увидеть смещение звезд на небе из-за параллакса. Сам Тихо Браге придерживался гео-гелиоцентрической системы, которая представляла собой комбинацию учений Птолемея и Коперника: Солнце, Луна и звёзды вращаются вокруг неподвижной Земли, а все планеты и кометы — вокруг Солнца.


Если звезда находится на расстоянии одного парсека или 3,2 световых года от Земли, она должна сместиться на одну угловую секунду, когда Земля переместится с одной стороны своей орбиты на другую. Тем не менее, ни одна звезда не находится так близко, и на протяжении веков инструменты не были достаточно точными, чтобы измерить звездный параллакс дальше.

Затем, в 1838 году, немецкий астроном Фридрих Бессель измерил параллакс звезды 61 Лебедя, которая оказалась на расстоянии 11,4 световых года от Земли. Итак, Галилей оказался прав через 196 лет после его смерти.

На текущий момент космический аппарат «Новые горизонты» находится далеко за орбитой Плутона на расстоянии более 7 млрд. километров от Солнца. 22 и 23 апреля зонд использовал свой телескоп дальнего радиуса действия для съемки звезд Proxima Centauri и Wolf 359, которые находятся на расстоянии 4,2 световых года и 7,8 световых лет соответственно.

Звездный параллакс
Двухкадровая анимация смещения звезды Wolf 359. Переключения между изображениями сделанными с New Horizons и с Земли.

Эти изображения были возвращены в НАСА по радиоканалу, что заняло около 6 часов и 30 минут, и затем были сопоставлены с изображениями, снятыми на Земле в то же время обсерваторией Сайдинг-Спринг в Австралии и обсерваторий Леммона в Аризоне. Два набора изображений были сравнены, показывая определенный параллакс.

Согласно НАСА, это самая длинная измеряемая базовая линия, когда-либо использовавшаяся, потому что расстояние до Новых Горизонтов в 23 раза больше, чем базовая линия орбиты Земли. Это делает параллакс легко видимым для глаз, а не для точных инструментов

«Справедливо сказать, что New Horizons смотрит на инопланетное небо, в отличие от того, что мы видим с Земли», – говорит Алан Стерн, главный исследователь New Horizons из Юго-западного исследовательского института (SwRI) в Боулдере. «И это позволило нам сделать то, чего раньше никогда не было – видеть, как ближайшие звезды заметно смещены на небе с позиций, которые мы видим на Земле».

НАСА говорит, что этот эксперимент не только является рекордным, но однажды может найти практическое применение. В настоящее время беспилотные аппараты, которые отправляются в глубокий космос, полагаются на сигналы от Deep Space Network NASA для навигации, но по мере продвижения корабля в межзвездное пространство это не будет практичным. Вместо этого бортовые навигационные системы должны будут использовать новые методы или адаптировать старые.


Одним из них будет звездный параллакс, который позволит компьютерам рассчитывать позиции, отмечая смещение ближайших звезд.

Это метод, который моряки использовали на протяжении тысячелетий, используя ориентиры на берегу и буи в море, чтобы зафиксировать свое положение, отмечая изменения в углах, когда корабль плыл по прямой линии известной длины.

Источник: ab-news.ru

Общие сведения

Космос огромен — поэтому космические расстояния измеряются не так, как это делается на Земле. В статье о длине и расстояниях мы говорили главным образом об измерении относительно небольших расстояний, которые не трудно себе представить. Однако расстояния в космосе представить себе очень трудно из-за их огромной величины, а привычные метры и километры едва ли годятся для использования в космосе. Для измерения расстояний между планетами и галактиками вряд ли можно использовать измерительные приборы типа рулетки или линейки. Спутниковая навигация в космосе тоже не работает. Поэтому для космоса придется ввести не только новые единицы измерения, но и новые методы измерения этих расстояний.

Измерения с помощью радиолокации


Использовать РЛС для этих измерений удобно не только для определения расстояния до нужного астрономического объекта, но и для оценки скорости изменения этого расстояния (ведь объекты во Вселенной движутся друг относительно друга!). Это, в свою очередь, полезно при слежении за перемещениями объектов в космосе, например, для оценки возможности столкновения астероида с Землей.

Этот метод ограничен астрономическими объектами, которые находятся на небольших расстояниях от Земли. Можно сказать, что он пригоден для объектов, находящихся в пределах Солнечной системы. Это связано с тем, что радиосигнал ослабляется и рассеивается на больших расстояниях. Кроме того, чем больше расстояние, тем больше должен быть объект для того, чтобы его могла «увидеть» радиолокационная станция.

Годичный звездный параллакс

В статье о длине и расстоянии мы уже обсуждали годичный звездный параллакс. Здесь мы кратко рассмотрим это явление, потому что именно параллакс используется для измерения расстояний в космосе. Параллакс — геометрические явление, используемое для определения расстояний. Он хорошо выражен, если наблюдать объект с разных точек зрения относительно удаленного фона. Познать суть параллакса достаточно легко: вытяните перед собой палец или карандаш и закройте один глаз. Отметьте насколько далеко этот палец от другого объекта (скажем, от дерева, если вы на улице, или от шкафа, если вы находитесь в помещении).
перь закройте этот глаз и откройте другой. Заметили, что палец или карандаш переместился относительно удаленного объекта? Это перемещение и является параллаксом. Если проделать аналогичный эксперимент, удерживая палец ближе к глазам, можно заметить, что расстояние, на которое перемещается палец или карандаш относительно удаленного объекта, стало больше. Чем ближе палец к глазам, тем больше он сдвигается относительно удаленного объекта при рассматривании пальца обоими глазами. Понятно, что это явление можно использовать для измерения расстояния до объекта, в данном случае — пальца.

Более подробное математическое объяснение измерения расстояний с помощью параллакса приводится в статье о длине и расстоянии. В общем случае, можно сказать, что расстояния следует измерять, когда Земля находится в двух противоположных точках ее орбиты вокруг Солнца (с интервалом в шесть месяцев, так как Земля делает один оборот вокруг Солнца за один год). Мы используем известное расстояние от Земли до Солнца (точно измеренное и называемое астрономической единицей) и измерим угол, образованный линией, соединяющей Землю в точке первого измерения, звезду, расстояние до которой измеряется, и точкой, в которой находится Земля во время второго измерения. Фактически, нам нужно знать только половину этого угла, которая называется параллактическим углом и обозначена на рисунке буквой P. Таким образом, имеется достаточно информации, чтобы рассчитать расстояние от Земли до звезды с помощью тригонометрических уравнений.


С помощью описанного метода можно измерить расстояние в различных единицах длины, но астрономы предпочитают парсек. Один парсек — это расстояние от Солнца до рассматриваемой звезды, если параллактический угол равен 1 дуговой секунде. Другой единицей длины является световой год (1 парсек = 3,26 светового года), однако эту единицу чаще используют журналисты. Астрономы предпочитают парсеки.

Как и при радиолокационных измерениях, этот метод ограничен расстоянием, на которое удалена звезда. Если она слишком далеко (более 500 парсеков), то угол, который нужно измерить, слишком мал и измерить его практически невозможно. Поэтому для больших расстояний данный метод не работает.

Цефеиды

Для измерения расстояний в космосе можно использовать определенные типы звезд, называемых Цефеидами. Цефеида — пульсирующая звезда с точной зависимостью светимости (яркости) от периода пульсации. Чем больше этот период, тем выше яркость Цефеид. Эта корреляция между периодом пульсации я светимостью хорошо известна и все Цефеиды ведут себя одинаково. Поэтому, если известен период пульсации, который несложно наблюдать, можно измерить светимость звезды. Мы знаем, что чем дальше звезда, тем меньше ее яркость. Таким образом, если сравнить реальную яркость с кажущейся, можно определить расстояние до звезды.

Пульсация цефеид обусловлена их сжатием и расширением. При этом их яркость изменяется, и для определения периода нужно измерить время между точками с максимальной яркостью. Ядро звезды не изменяет размеры, однако их внешние газовые слои расширяются и сжимаются вследствие флуктуаций давления газа в этих слоях. Сжатие и расширение происходит за счет двух сил: гравитационного притяжения, которое приводит к сближению молекул газа в направлении центра звезды, и давления газа, которое приводит к расширению внешнего слоя.


Когда звезда находится в сжатом состоянии, ее фотоны имеют высокую энергию и в результате давление повышается, что приводит к расширению внешней оболочки звезды. Когда это давление падает и становится меньше гравитационных сил, сжимающих оболочку, звезда сжимается. Затем процесс повторяется.

Цефеиды можно использовать для измерения расстояний до 40 миллионов парсеков, то есть намного больших, чем позволяет метод параллакса. Недостаток метода — цефеиды не так уж часто встречаются.

Сверхновая типа Ia

Еще одним стандартным измерителем расстояния являются сверхновые типа Ia. Идея аналогичная использованию Цефеид: при известной реальной светимости сверхновой в момент взрыва, когда яркость максимальна, можно сравнить ее с видимой яркостью звезды и, таким образом, определить насколько далеко она от нас. Именно эта категория сверхновых интересует нас в связи с тем, что они наиболее хорошо изучены, а их поведение предсказуемо, поэтому максимальная светимость во время взрыва хорошо известна. Эти взрывы происходит с двумя астрономическими объектами — с белыми карликами и еще одним белым карликом или со звездой-гигантом. Белый карлик представляет собой звезду очень высокой плотности в конце ее жизненного цикла, когда эта звезда «всасывает» материю находящихся рядом звезд (в нашем случае — второй звезды) до тех пор, пока не взорвется. Эти взрывы сверхновых позволяет измерять расстояния до галактик, в которых они находятся.

Другие методы измерения расстояний


Имеется еще несколько методов измерения расстояний в космосе. Один из них основан на предположении, что вселенная расширяется с известной скоростью. Если известна скорость, с которой галактики удаляются от нашей галактики, то с помощью закона Хаббла можно рассчитать насколько далеко они от нас. Закон Хаббла гласит, что расстояние до галактики равно скорости галактики, деленной на постоянную Хаббла, которая является известной константой. Скорость галактики можно определить, изучая спектр галактики, а затем, учитывая эффект Доплера, можно определить расстояние. Эффект Доплера, более известный в астрономии как смещение Доплера — это изменение частоты электромагнитного излучения (в нашем случае — света), излучаемого объектом, который движется относительно наблюдателя. При движении в сторону от наблюдателя этот спектр сдвигается в сторону низких частот, то есть в красную сторону, причем степень сдвига зависит от скорости удаления галактики. По смещению можно рассчитать скорость, а затем вычислить расстояние.


Источник: www.translatorscafe.com

Первым классифицировал звезды грек Гиппарх, разделив их на 6 классов. Некоторые звезды настолько ярки, что имеют нулевую величину, а Сириус и Канопус – даже минусовую. В середине XIX века английский астроном Норман Погсон математически обосновал шкалу классификации. С совершенствованием аппаратуры звездную величину стали измерять более точно, вплоть до десятых и сотых долей.

Красный гигант. Источник: chem11.proboards.com

Красные, желтые, голубые

Цвет звезд зависит от температуры их поверхности. Самые холодные – красные звезды (1800 град.), самые горячие – голубые (22000 град.). Между ними находится множество других звезд, цвет которых меняется от белого до темно-оранжевого. Голубой гигант Спика имеет температуру 14000 град., желтые звезды, к которым принадлежит и Солнце, около 5500 град., оранжевый Арктур – 3800 град. Красные сверхгиганты являются самыми большими и массивными звездами. Таковы Антарес в созвездии Скорпиона, Альдебаран в созвездии Тельца, Бетельгейзе в созвездии Ориона.


Сравнительные размеры Солнца, Альдебарана, Ригеля, Антареса и Бетельгейзе. Источник: x-files.org.ua

Параллактическое смещение

В древности считалось, что все звезды одинаково удалены от Земли. Мысль о том, что расстояния до ночных светил различны, впервые возникла в V веке до н.э. В XVI веке Джордано Бруно и Томас Диггс развили эту идею. В XVII веке Гюйгенс попытался вычислить расстояние до Сириуса.

Христиан Гюйгенс. Wikimedia Commons. Источник: indicator.ru

Единственный возможный способ, существовавший в то время – определить параллактическое смещение звезды. Из-за того, что Земля совершает орбитальное движение вокруг Солнца, кажется, что звезда описывает на небе небольшой эллипс. Зная диаметр земной орбиты, можно вычислить параллакс звезды.

Измерение параллактического смещения звезд. Источник: gctc.ru
Параллактическое смещение близкой звезды на фоне звездного неба. Источник: gctc.ru

Абсолютная и относительная звездная величина

С появлением точных инструментов стало возможным измерить параллакс. Впервые параллакс звезды был вычислен в XIX веке русским астрономом В.Я. Струве из Пулковской обсерватории. Величины параллаксов очень малы, этим методом можно вычислить расстояния только до звезд, расположенных не дальше 100 световых лет.

Запущенному в космос спутнику «Гиппарх» удалось вычислить параллаксы более 100 тысяч звезд. То, насколько удалены от Солнца другие звезды, удается рассчитать с помощью сравнения видимой яркости звезды с ее абсолютной яркостью.

Абсолютная звездная величина была установлена астрономами для того, чтобы узнать, насколько ярко светит та или иная звезда. Она соответствует яркости звезды, удаленной от нас на 10 парсек (один парсек равен 3,26 световых лет). Например, абсолютная звездная величина самой яркой звезды неба Сириуса (звездная величина -1,46) – 1,42. Для сравнения, тот же показатель для Солнца равен 4,85, для Бетельгейзе – -5,6, а для голубого гиганта Денеба в созвездии Лебедь -7,1.

Расстояние до звезд определяется также с помощью электромагнитного спектра – излучения, испускаемого светилом. Спектр разделен на полосы, каждая из которых обозначает диапазон волн: гамма-излучение, рентгеновские лучи, ультрафиолетовые лучи, видимый свет, инфракрасные лучи, микроволны и радиоволны.

В 1842 году Кристиан Доплер обнаружил, что частота сигнала, испускаемого источником, увеличивается или уменьшается в зависимости от того, удаляется или приближается источник. Это явление было названо эффектом Доплера.

Эффект Доплера. Источник: myaria.ru

Источник: zen.yandex.ru

   Мысли о том, что звезды — это далекие солнца, высказывались еще в глубокой древности. Однако долгое время оставалось неясным, как далеко они находятся от Земли. Еще Аристотель понимал, что если Земля движется, то, наблюдая положение какой-либо звезды из двух диаметрально противоположных точек земной орбиты, можно заметить, что направление на звезду изменится. Это кажущееся (параллактическое) смещение звезды будет служить мерой расстояния до нее: чем оно больше, тем ближе к нам расположена звезда. Но не только самому Аристотелю, но даже значительно позднее Копернику не удалось обнаружить это смещение. Только в конце первой половины XIX в., когда телескопы были оборудованы приспособлениями для точных угловых измерений, удалось измерить такое смещение у ближайших звезд.

   Годичным параллаксом звезды р называют угол, под которым со звезды можно было бы видеть большую полуось земной орбиты (равную 1 а. е.), перпендикулярную направлению на звезду.


   В 1837 г. впервые были осуществлены надежные измерения годичного параллакса. Русский астроном Василий Яковлевич Струве (1793-1864) провел эти измерения для ярчайшей звезды Северного полушария Веги (а Лиры). Почти одновременно в других странах определили параллаксы еще двух звезд, одной из которых была а Центавра. Эта звезда, которая с территории России не видна, оказалась ближайшей к нам. Даже у нее годичный параллакс составил всего 0,75″. Под таким углом невооруженному глазу видна проволочка толщиной 1 мм с расстояния 280 м. Поэтому неудивительно, что столь малые угловые смещения так долго не могли заметить.

   Расстояние до ближайшей звезды, параллакс которой р = 0,75″, составляет D =206265″/0,75″= 270000 а. е. Единицами для измерения столь значительных расстояний являются парсек и световой год.

   Если годичный параллакс звезды установлен путем точных и кропотливых измерений, то расстояние D до звезды определяется из формулы:D=а/sinp, где а — радиус земной орбиты. Ввиду малости угла р, выражая его в секундах дуги, можно написать:D=a/p»sinl.

   Если а принять за единицу, то, зная, что sin1=1/206265 получим:D=206265/p» астрономических единиц. Расстояния до звезд ввиду их громадности обычно выражают в световых годах или в парсеках.

   Световой год есть расстояние, проходимое лучом света в течение года. Чтобы выразить его в километрах, надо скорость света умножить на число секунд в году. Парсек есть расстояние, соответствующее годичному параллаксу в одну секунду дуги; это — расстояние, на котором отрезок прямой, соединяющий Землю с Солнцем, виден под углом в 1″.

   Расстояние D до звезды в парсеках обратно величине ее годичного параллакса р, выраженного в секундах дуги:D=1/p».

   Например, если параллакс ближайшей звезды 0″,75=(4/3) секунды дуги, то расстояние до нее составляет (4/3) парсека.

   1 парсек = 3,26 светового года = 206 265 астрономических единиц = 3 · 1013 км.

   Свет от ближайшей к нам яркой звезды (а Центавра) идет более четырех лет, а от других звезд еще дольше.

   Чтобы представить себе громадность этого расстояния, вообразим, что с Земли к этой звезде вылетел реактивный самолет со скоростью 1000 км/ч. Этот самолет долетит до звезды только через 4,5 млн. лет.

   Остальные звезды находятся от нас (или, что то же, от Солнца) еще дальше. До большинства звезд расстояния неизвестны — они так велики, что их параллаксы слишком малы и не поддаются измерению описанным способом. Основываясь на измерении параллаксов близких звезд, теперь разработали другие способы определения расстояния до звезд.

Вопросы к параграфу 5.1.

   1) Что называется годичным параллаксом?

   2) Что такое световой год?

   3) Какое расстояние называют парсеком?

Источник: www.sites.google.com

Наше Солнце справедливо называют типичной звездой. Но среди большого и разнообразного числа звёзд есть немало таких, которые значительно отличаются от него по своим физическим характеристикам и химическому составу. Поэтому полное представление о звёздах даст такое определение:

Звезда — это массивный газовый шар, излучающий свет и удерживаемый в состоянии равновесия силами собственной гравитации и внутренним давлением, в недрах которого происходят (или происходили ранее) реакции термоядерного синтеза.

Звездный параллакс

Мысли о том, что звёзды — это далёкие солнца, высказывались ещё в глубокой древности. Но из-за колоссальных расстояний до них диски звёзд не видны даже в самые мощные телескопы. Поэтому, чтобы найти возможность сравнивать звёзды между собой и с Солнцем, необходимо было придумать способы определения расстояний до них.

Ещё Аристотель предполагал, что если Земля движется вокруг Солнца, то, наблюдая за звездой из двух диаметрально противоположных точек земной орбиты, можно заметить изменение направления на звезду — её параллактическое (то есть кажущееся) смещение.

Звездный параллакс

Такая же идея измерения расстояний была предложена и Николаем Коперником после опубликования им гелиоцентрической системы мироустройства. Однако ни Копернику, ни тем более Аристотелю не удалось обнаружить это смещение.

Лишь к середине XIX века, когда на телескопы стали ставить оборудование для точного измерения углов, удалось измерить такое смещение у ближайших звёзд. Как удалось установить, кажущееся перемещение более близкой звезды на фоне очень далёких звёзд происходит по эллипсу с периодом в один год и отражает движение наблюдателя вместе с Землёй вокруг Солнца. Этот небольшой эллипс, который описывает звезда, называется параллактическим эллипсом.

Звездный параллакс

В угловой мере его большая полуось равна величине угла, под которым со звезды видна большая полуось земной орбиты, перпендикулярная направлению на звезду. Этот угол называется годичным параллаксом и обозначается греческой буквой π или латинской буквой р.

Звездный параллакс

Зная годичное параллактическое смещение звезды, можно легко определить расстояние до неё:

Звездный параллакс

В записанной формуле а — это средний радиус земной орбиты.

Если учесть, что годичные параллаксы звёзд измеряются десятитысячными долями секунды, а большая полуось земной орбиты равна одной астрономической единице, то можно получить формулу для вычисления расстояния до звезды в астрономических единицах:

Звездный параллакс

Первые надёжные измерения годичного параллакса были осуществлены почти одновременно в Германии, России и Англии в 1837 году.

В России первые измерения годичного параллакса были проведены Василием Яковлевичем Струве для яркой звезды Северного полушария Веги. Давайте по его данным определим расстояние до этой звезды.

Звездный параллакс

Согласитесь, что для измерения расстояний до звёзд астрономическая единица слишком мала. Даже ближайшая к нам звезда — альфа-Центавра — расположена более чем в 273,5 тысячах а. е. Поэтому для удобства определения расстояний до звёзд в астрономии применяется специальная единица длины — парсек (сокращённо пк), название которой происходит от двух слов — «параллакс» и «секунда».

Парсек — это расстояние, с которого средний радиус земной орбиты, перпендикулярный лучу зрения, виден под углом в одну угловую секунду:

1 пк = 206 265 а. е. =30,8586 трлн км.

Звездный параллакс

Исходя из определения, расстояние в парсеках равно обратной величине годичного параллакса:

Звездный параллакс

Вернёмся к нашей задаче и определим расстояние до Веги в парсеках, воспользовавшись полученным нами уравнением.

Звездный параллакс

Также, помимо парсека, в астрономии используется ещё одна внесистемная единица измерения расстояний — световой год.

Световой год — это расстояние, которое свет, распространяясь в вакууме, проходит за один год:

1 пк = 3,26 св. г. = 206 265 а. е. = 3 ∙ 1013 км.

В 1989 году Европейским космическим агентством был запущен спутник «Гиппаркос». За 37 месяцев своей работы ему удалось измерить годичные параллаксы более чем миллиона звёзд. При этом точность измерений для более ста тысяч из них составила одну угловую миллисекунду.

Однако после того, как астрономы научились определять расстояния до звёзд, возникла ещё одна проблема. Оказалось, что звёзды, находящиеся примерно на одинаковом расстоянии от Земли, могут отличаться друг от друга по видимой яркости (блеску). При этом видимый блеск не характеризует реального излучения звезды. Например, Солнце нам кажется самым ярким объектом на небе лишь потому, что оно находится гораздо ближе к Земле, чем остальные звёзды. Поэтому для сравнения истинного блеска звёзд необходимо было определять их звёздную величину на определённом одинаковом расстоянии от Земли. За такое одинаковое (или стандартное) расстояние принято 10 пк. Видимая звёздная величина, которую имела бы звезда, если бы находилась от нас на расстоянии 10 пк, называется абсолютной звёздной величиной.

Почему в качестве эталонного расстояния было выбрано 10 парсек? Да для простоты расчётов. Итак, предположим, что видимая звёздная величина звезды на некотором расстоянии D равна т а её блеск — I.

Звездный параллакс

Напомним, что блеск двух источников, звёздные величины которых отличаются на единицу, отличаются в 2,512 раза. То есть для двух звёзд, звёздные величины которых равны т1 и т2 соответственно, отношение их блесков выражается соотношением:

Звездный параллакс

Тогда по определению видимая звёздная величина звезды с расстояния в 10 пк будет равна абсолютной звёздной величине М. Если обозначить блеск звезды на этом расстоянии через I0, то для видимой и абсолютной звёздных величин одной и той же звезды предыдущее уравнение будет выглядеть так:

Звездный параллакс

В тоже время из физики известно, что блеск меняется обратно пропорционально квадрату расстояния:

Звездный параллакс

Подставим данное выражение в предыдущее уравнение, при этом учтём, что Звездный параллакс:

Звездный параллакс

Теперь прологарифмируем полученное выражение:

Звездный параллакс

И упростим его:

Звездный параллакс

Если учесть, что расстояние до звезды обратно пропорционально её годичному параллаксу, то получим формулу, по которой можно вычислить абсолютную звёздную величину близко расположенных к нам звёзд

Звездный параллакс

Теперь давайте по полученной формуле рассчитаем абсолютную звёздную величину нашего Солнца. Для этого учтём, что его видимая звёздная величина равна–26,8т, а среднее расстояние до него составляет одну астрономическую единицу

Звездный параллакс

То есть наше Солнце выглядит слабой звёздочкой почти пятой звёздной величины.

Зная абсолютную звёздную величину звезды, можно вычислить её действительное общее излучение или светимость.

Светимостью называют полную энергию, излучаемую звездой за единицу времени. Светимость звезды можно выразить в ваттах, но чаще её выражают в светимостях Солнца.

Используя формулу Погсона, можно записать соотношение между светимостями и абсолютными звёздными величинами какой-либо звезды и Солнца:

Звездный параллакс

Данную формулу можно переписать, если учесть, что светимость Солнца принята за единицу, а его абсолютна звёздная величина равна 4,8m:

Звездный параллакс

По светимости (то есть мощности излучения) звёзды значительно отличаются друг от друга. Так мощность излучения некоторых звёзд-сверхгигантов больше мощности излучения Солнца в 330 тыс. А некоторые звёзды-карлики, обладающие наименьшей светимостью, излучают свет в 480 тыс. раз слабее нашего Солнца.

Источник: videouroki.net


You May Also Like

About the Author: admind

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

Этот сайт использует Akismet для борьбы со спамом. Узнайте, как обрабатываются ваши данные комментариев.