Измерение количественных и качественных характеристик звезд

Страница 3

Таблица 5: десять самых близких звезд и Солнце.

Название	Видимая звездная величина	спектральный класс	Абсолютная звездная величина	Светимость	Расст. в световых годах
a Центавра A	0,3	G0	4,7	1,0	4,3
a Центавра B	1,7	K5	6,1	0,28	4,3
a Центавра C	11	M5e	15,4	5,2*10-5	4,3
Звезда Барнарда	9,5	M5	13,2	4,0*10-4	6,0
Вольф 359	13,5	M6e	16,6	1,7*10-5	7,7
Люйтен- 726-8 A	12,5	M6e	16,6	4*10-4	7,9
Люйтен- 726-8 B	13,0	M6e	15,6	3*10-4	7,9
Лаланд 21185	7,5	M2	10,5	4,8*10-3	8,2
Сириус A	-1,6	A0	1,3	23	8,7
Сириус B	7,1	Б. Карлик	10,0	8*10-3	8,7
Cолнце	-26,72	G4	4,8	1	8 сек.

Из этих двух таблиц хорошо видно, что видимая звездная величина не зависит ни от расстояния ни от светимости по отдельности, а только от их совокупности.

5. Температура звезд и способы ее нахождения.

Способы определения температуры поверхности звезд весьма разнообразны и они проверяют друг друга, температура ядра звезды находится только исходя из сложных теоретических расчетов, и достигает нескольких миллионов градусов. Результаты применения разных способов хорошо сходятся друг с другом (см. Температуры в табл. Звездных спектров). Температуры звезд можно измерять, улавливая получаемое от них тепло (и зная расстояние) с помощью термоэлементов; вычислять их по размеру и светимости звезд; вычислять по спектру, который дает информацию о химическом составе и степени ионизации газов (каждый газ имеет свою температуру ионизации, получаемую экспериментально).

6. Скорости звезд.

6.1. Измерение скорости.

Для большинства звезд никакого перемещения заметить не удается, потому что они слишком далеки от нас, а наблюдения, хоть и проводились несколько тысячелетий назад (Египет, Рим, Греция, Китай .), но были недостаточно точны и почти не сохранились до наших дней.

Рисунок 2: Наблюдаемая и ненаблюдаемая скорость звезды.

Для определения скорости звезд в наше время используются фотографии неба, которые очень удобно сравнивать друг с другом. Также наблюдаемая скорость звезд зависит от направления реальной скорости (см. рисунок).

Для определения не наблюдаемой скорости используется метод спектрального анализа. Если источник колебаний (в данном случае световых) движется относительно нас, то длина волны этих колебаний, как они воспринимаются нами, меняется - при сближении укорачивается (смещается к фиолетовому концу спектра), при удалении увеличивается (смещается к красному концу спектра), то же самое относится и к приближающемуся или удаляющему краю звезды. Невооруженным глазом это смещение почти незаметно, однако линии в спектре смещаются по формуле u=c (Dl/l) ,где u - скорость источника, c - скорость света, Dl- изменение частоты, l - нормальная длина волны (закон Доплера). Соединяя полученные значения для наблюдаемой и не наблюдаемой скоростей можно сделать вывод не только о скорости, но и о направлении движения звезды. К настоящему времени определены наблюдаемые скорости для 100000 звезд и ненаблюдаемые для 7000. Это связано с тем, что при определении наблюдаемых скоростей большую роль играет расстояние и сама скорость, а для расчета ненаблюдаемых — видимая звездная величина, которой определяется возможность получить достаточно четкий спектр.

7. Размеры звезд.

Очевидно, что методы определения размеров планет к звездам не подходят, в связи с тем, что дисков большинства звезд не видно даже в самые мощные телескопы. Но удалось визуально измерить диаметр для небольшого количества звезд. Впервые это было сделано в 1920 году для звезды Бетельгейзе в созвездии Ориона.

Однако существуют косвенные методы определения размеров звезд по их светимости. Поскольку звезду можно представить как абсолютно черное тело, то закон излучения ей энергии в разных частях спектра известен. Если знать температуру (п.4) звезды и ее светимость (п.3), то можно вычислить полную энергию, испускаемую звездой. Одновременно для нее, как для абсолютно черного тела можно вычислить полную энергию, испускаемую с единицы поверхности (по закону Стефана - Больцмана E~T4). Таким образом, зная одновременно и удельную и полную энергию можно вычислить площадь поверхности звезду, а из нее, учитывая, что звезда — это шар и ее диаметр.

Размеры звезд существенно различаются между собой между собой: существуют карлики (они, как правило, белые и горячие), гиганты (красные и холодные) и обычные звезды, которых большинство.

7.1. Белые карлики.

Белые карлики — предположительно результат эволюции звезд типа Солнца имеют массу примерно равную массе Солнца и не превышающую 1,2 массы Солнца, радиус в 100 раз меньше солнечного, и, следовательно, плотность в 1 млн. раз больше солнечной. Вещество белых карликов находится в состоянии вырожденного газа, при котором давление внутри звезды не зависит от температуры, а зависит только от плотности (поэтому на диаграмме спектр - светимость невозможно определить светимость БК по их температуре); но зато их масса зависит от радиуса (масса обратно пропорциональна радиусу). Классическим примеров белого карлика является Сириус B.