Мир Знаний

Звезды во Вселенной (стр. 2 из 5)

Лаланд 21185 0,398

8,2

0,0055 Красный

Сириус 0,375

8,6

23 Белый

Лейтен 726-8 0,368

8,9

0,00006 Красный

Росс 154 0,345

9,5

0,00041 Красный

Росс 248 0,316

10,2

0,00011 Красный

Лейтен 789-6 0,305

10,7

0,00009 Красный

e Эридана 0,303

10,8

0,30 Оранжевый

Росс 128 0,301

10,8

0,00054 Красный

61 Лебедя 0,296

11,0

0,084 Оранжевый

e Индейца 0,291

11,2

0,14 Оранжевый

Процион 0,285

11,4

7,3 Желтый

1 Данные только для главных компонентов двойных и кратных звезд.

2 Расстояние до Солнца 150 млн. км, или 1 астрономическая единица.

Но спектроскопический метод нуждается в калибровке. Для некоторых групп звезд используются специальные методы определения расстояний, например, статистический метод, основанный на видимом движении звезд по небу. Однако базовым методом определения расстояний до звезд служит метод тригонометрических параллаксов.

Параллакс. Метод параллакса основан на измерении видимого смещения близких звезд на фоне более далеких при наблюдении из разных точек орбиты Земли. Чем ближе звезда, тем больше ее угловое смещение. Параллаксом звезды называют угол, под которым от нее виден радиус земной орбиты, равный 1 астрономической единице (а.е.), или 150 млн. км. Это чисто геометрический и поэтому очень надежный метод. К сожалению, параллаксы удается измерить лишь у нескольких тысяч ближайших звезд. Расстояния до них служат фундаментом при определении спектральными методами расстояний до более далеких звезд.

Астрономы прошлого, например Т.Браге (1546–1601), не смогли заметить параллактического смещения звезд, из чего они заключили, что Земля неподвижна. Действительно, параллаксы даже ближайших звезд не превышают 1ўў; под таким углом виден мизинец с расстояния в километр. Измерение столь малых углов – большое достижение современной техники. Наибольший параллакс (0,762ўў) имеет Проксима Кентавра – маленький спутник звезды a Кентавра, расположенный ближе нее к Солнцу.

На основе тригонометрических параллаксов астрономы ввели единицу длины «парсек» (пк) – расстояние до звезды, параллакс которой равен 1ўў; 1 пк = 3,26 св. года. Наименьшие параллаксы, которые удается сейчас измерять, составляют 0,01ўў; это соответствует расстоянию в 100 пк или 326 св. лет.

Светимость звезд. Полную мощность излучения звезды во всем диапазоне электромагнитного спектра называют истинной или болометрической «светимостью». Например, светимость Солнца 3,86ґ1026 Вт. Чем больше масса нормальной звезды, тем выше ее светимость; она возрастает примерно как куб массы. Это соотношение масса – светимость сначала было найдено из наблюдений, а позже получило теоретическое обоснование.

Поток энергии, приходящий от звезды на Землю, называют «видимым блеском»; он зависит не только от истинной светимости звезды, но и от ее расстояния до Земли. Звезда низкой светимости, расположенная близко к Земле, может иметь больший блеск, чем звезда высокой светимости на большом расстоянии.

ЯРЧАЙШИЕ ЗВЕЗДЫ

Звезда Звездная величина

Светимость (Солнце=1)

Показатель цвета

Цвет

видимая

абсолютная

Сириус –1,43

+1,4

23

0,00

Белый

Канопус –0,72

–4,5

1500

0,16

Желтый

a Кентавра –0,27

+4,7

1,5

0,68

Желтый

Арктур –0,06

–0,1

100

1,24

Оранжевый

Вега +0,02

+0,5

50

0,00

Белый

Капелла +0,05

–0,6

170

0,80

Желтый

Ригель +0,14

–7,0

40000

–0,04

Голубой

Процион +0,37

+2,7

7,3

0,41

Желтый

Бетельгейзе +0,50

–5,0

17000

1,87

Красный

Ахернар +0,51

–2,0

200

–0,16

Голубой

b Кентавра +0,63

–4,0

5000

–0,23

Голубой

Альтаир +0,77

+2,2

9

0,22

Белый

Альдебаран +0,86

–0,7

100

1,52

Оранжевый

a Креста +0,87

–4,0

4000

–0,25

Голубой

Спика +0,96

–3,0

2800

–0,25

Голубой

Антарес +1,16

–4,0

3500

1,83

Красный

Фомальгаут +1,16

+1,9

14

0,10

Белый

Поллукс +1,25

+1,0

45

1,02

Оранжевый

Денеб +1,28

–7,0

60000

0,09

Белый

b Креста +1,36

–4,0

6000

–0,25

Голубой

Регул +1,48

–0,7

120

–0,12

Голубой

Шаула (l Sco) +1,60

–5,0

8000

–0,21

Голубой

Адара (e СМа) +1,64

–3,0

1700

–0,24

Голубой

Беллатрикс +1,97

–4,0

2300

–0,23

Голубой

Кастор +0,9

27

0,03

Белый

Звездные величины. Блеск звезд выражают в особых, исторически сложившихся «звездных величинах». Происхождение этой системы связано с особенностью нашего зрения: если сила источника света изменяется в геометрической прогрессии, то наше ощущение от него – лишь в арифметической. Греческий астроном Гиппарх (до 161 – после 126 до н.э.) разделил все видимые глазом звезды на 6 классов по яркости. Самые яркие он назвал звездами 1-й величины, а самые слабые – 6-й. Позже измерения показали, что поток света от звезд 1-й величины примерно в 100 раз больше, чем от звезд 6-й величины по Гиппарху. Для определенности решили, что различие на 5 звездных величин в точности соответствует отношению потоков света 1:100. Тогда разница блеска на 1 звездную величину соответствует отношению яркостей . Например, звезда 1-й звездной величины в 2,512 раза ярче звезды 2-й величины, которая, в свою очередь, в 2,512 раза ярче звезды 3-й величины, и т.д. Это весьма универсальная шкала; она годится для выражения освещенности, создаваемой на Земле любым источником света.

Для сравнения звезд по их истинной светимости используют «абсолютную звездную величину», которая определяется как видимая звездная величина, которую имела бы данная звезда, если поместить ее на стандартном расстоянии от Земли в 10 пк. Если какая-либо звезда имеет параллакс p и видимую величину m, то ее абсолютную величину M вычисляют по формуле

Звездными величинами можно описывать излучение звезды в различных диапазонах спектра. Например, визуальная величина (mv) выражает блеск звезды в желто-зеленой области спектра, фотографическая (mp) – в голубой, и т.п. Разность между фотографической и визуальной величинами называют «показателем цвета» (color index)

он тесно связан с температурой и спектром звезды.

Размеры звезд. Звезды очень сильно различаются по диаметру: белые карлики бывают размером с земной шар (ок. 13 000 км), а звезды-гиганты превышают размером орбиту Марса (455 млн. км). В среднем размер звезд, видимых на небе невооруженным глазом, близок к диаметру Солнца (1 392 000 км).

За редкими исключениями диаметры звезд не поддаются прямому измерению: даже в крупнейшие телескопы звезды выглядят точками из-за гигантских расстояний до них. Конечно, Солнце является исключением: его угловой диаметр (32ў) легко измерить; еще у нескольких самых крупных и близких звезд с большим трудом удается измерить угловой размер и, зная расстояние до них, определить их линейный диаметр. Эти данные приведены ниже в таблице.

КРУПНЕЙШИЕ ЗВЕЗДЫ НАШЕЙ ГАЛАКТИКИ

Звезда Угловой диаметр (секунды дуги)

Параллакс (секунды дуги)

Линейный диаметр (млн. км)

Бетельгейзе 0,040

0,005

1368

a Геркулеса 0,030

0,004

1110

Антарес 0,040

0,020

306

b Пегаса 0,021

0,020

153

Альдебаран 0,020

0,050

63

Арктур 0,020

0,090

32

В некоторых случаях удается прямо определить линейные диаметры звезд в двойных системах. Если звезды периодически закрывают друг друга, то по продолжительности затмения, измерив по смещению спектральных линий орбитальную скорость звезд, можно вычислить их диаметр.

Для подавляющего большинства звезд диаметры определяют косвенно, на основе законов излучения. Определив по виду спектра температуру звезды, на основе законов физики можно вычислить интенсивность излучения ее поверхности. Зная полную светимость, уже легко вычислить площадь поверхности и диаметр звезды. Полученные таким образом диаметры хорошо согласуются с измеренными непосредственно.

В течение жизни размер звезды сильно меняется. Она начинает свою эволюцию как сжимающееся газовое облако огромного размера, затем длительное время остается в виде нормальной звезды, а в конце своей жизни увеличивается в десятки раз, становясь гигантом, сбрасывает оболочку и превращается в маленький «белый карлик» или совсем крохотную «нейтронную звезду». См. также НЕЙТРОННАЯ ЗВЕЗДА; ПУЛЬСАР.

Звездные населения. В 1944 американский астроном немецкого происхождения В.Бааде предложил разделить звезды на два типа, которые он назвал Населением I и Населением II. К Населению I он отнес молодые звезды и связанные с ними межзвездные газ и пыль, которые наблюдаются в спиральных рукавах галактик и рассеянных скоплениях. Население II состоит из старых звезд, встречающихся в шаровых скоплениях, эллиптических галактиках и центральных областях спиральных галактик. Ярчайшие звезды Населения I – это голубые сверхгиганты, которые раз в 100 ярче, чем ярчайшие звезды Населения II, красные гиганты. У звезд Населения I значительно выше содержание тяжелых элементов. Концепция звездных населений имела большое значение для развития теории эволюции звезд.

Движения звезд. Обычно движение звезды характеризуют с двух точек зрения: как орбитальное движение вокруг центра Галактики и как относительное движение в группе ближайших звезд. Например, Солнце обращается вокруг центра Галактики со скорость ок. 240 км/с, а по отношению к окружающим его звездам движется значительно медленнее, со скоростью ок. 19 км/с.

Основной системой отсчета для измерения движения звезд служит Галактика в целом. Но для земного наблюдателя обычно удобнее использовать систему отсчета, связанную с центром Солнечной системы, фактически – с Солнцем. По отношению к Солнцу ближайшие звезды движутся со скоростями от 10 км/с и выше. Но расстояния до звезд так велики, что фигуры созвездий изменяются лишь за многие тысячелетия. Перемещение звезд впервые обнаружил в 1718 Э.Галлей, сравнивая их положения, точно определенные им в Гринвиче, с теми, которые указал в своем каталоге Птолемей (2 в. н.э.).