Расстояния до звезд

Классификация методов определения расстояний:

• Абсолютные, или прямые (опирающиеся только на простейшие геометрические построения)

• Относительные, или косвенные (в основном фотометрические), опирающиеся на физическую природу объектов

• Тригонометрический параллакс – абсолютный (первичный) метод измерения расстояний: он не опирается ни на какие предположения о физических характеристиках звезд

• Используется для калибровки фотометрических (вторичных) методов измерения расстояний

• Основа всей шкалы расстояний во Вселенной!

Тригонометрические параллаксы Из-за орбитального движения Земли вокруг Солнца близкие звезды описывают на небе параллактические эллипсы, большая ось которых параллельна эклиптике.

Размеры эллипсов умень-шаются при увеличении расстояния до звезды, а форма зависит от эклип-тической широты β.

Параллакс π – большая полуось параллактичес-кого эллипса: r (пк) = 1 / π" 1 пк (парсек) = 206265 а.е. =3.086 ·10¹⁶м = 3.26 св. г.

Для вычисления параллакса (и одновременно собственного движения) вначале определяется изменение координат звезды со временем по ряду фотопластинок или ПЗС-изображений. Характерный интервал наблюдений – десятки лет

Простейшая модель изменения сферических координат звезды (α, δ) со временем: Здесь π – параллакс, μα и μδ – компоненты собственного движения, Δt – интервал наблюдений, а параметры рα, рδ зависят от взаимного положения Земли, Солнца и звезды. (Примечание: абсолютизация π )

Точность наземных измере-ний углов – не лучше ±0.01". Поэтому надежные расстоя-ния не превышают 25-50 пк. Вынос измерительной аппа-ратуры на орбиту Земли существенно улучшает наши возможности. В 1989 году была запущена орбитальная обсерватория для опреде-ления параллаксов и собственных движений. Измерено около 120 000 звезд с точностью ±0.001".

Относительные, или косвенные методы:

Большинство методов, в основном фотометрические, опираются на: известные светимости звезд, прокалиброванные на основе каких либо абсолютных методов; статистические соотношения между звездными характеристиками (например, зависимость “период – светимость” цефеид, зависимость “скорость падения блеска – блеск в максимуме” Сверхновых типа Ia). Основная идея фотометрических методов заключается в выборе критерия, позволяющего сделать предположение о величине светимости звезды (М) и использовании соотношения М = м + 5 – 5logr.

Пульсирующие звезды типа δ Цефея относятся к звездам весьма высокой светимости, что позволяет изучать их вплоть до 50 Мпк. Для них обнаружена четкая зависимость, позволяющая по величине периода определять светимость и, следовательно, расстояние.

При поиске эффектов микролинзирования в БМО было обнаружено и изучено много цефеид. Оказалось возможным разделить зависимость

P-L на две, что заметно повысило точность определения расстояний.

Диск нашей Галактики толщиной ~200 пк заполнен хорошо переме-шанной смесью межзвездного газа (в основном, атомарного и молекулярного водорода – HI и H₂) и межзвездной пыли.

Межзвездная среда (МЗС) имеет характерную плотность ~1 см^-3 и полную массу ~10¹⁰ M_O (~10% массы видимого диска).

Примером могут служить спиральные галактики, видимые с ребра.

Наличие пыли в МЗС приводит к поглощению и покраснению света. Абсолютная звездная величина при учете поглощения А_λ увеличивается:

М_λ = m_λ+ 5 – 5 log r – A_λ

Таким образом, фотометрически определяемые расстояния значительно недооцениваются и возникает проблема учета межзвездного поглощения света.

Размеры пылевых частиц ~100 nm – 1 μm

Химический состав: смесь C (графита), O, Si, Mg, Fe, …, Na, Al, Ca, Ni, K, Ti, Cr, Mn, Co,…

Пылинки имеют сложную пространственную структуру.

Пыль рассеивает, поглощает и поляризует проходящий свет (селективно).

Частота фотона, излучаемого атомом водорода за один переход из возбужденного состояния с главным квантовым числом n₂ в основное состояние с главным квантовым числом n₁.               где                постоянная Ридберга (имеет размерность с^{− 1}). Энергия кванта связана с его частотой соотношением Планка Е = h ν

Спектры звезд: одномерная классификация

Энн Кэннон, Гарвард, 1900-е

Классы: O-B-A-F-G-K-M

Основные спектральные особенности

• Вдоль последовательности ПАДАЕТ T_eff

• Классы делятся на 10 подклассов

• Физическое основание – непрерывная зависимость интенсивности спектральных линий разных химических элементов от температуры

• С пектральный класс определяется по отношению пар линий

• O Линии He II и высокоионизованных атомов

• B Линии He I и низкоионизованных атомов, H

• A Интенсивные линии Бальмеровской серии водорода

• F Линии нейтральных атомов и металлов низкого

• возбуждения

• G Линии нейтральных металлов

• K Линии нейтральных металлов, молекулярные полосы

• M Широкие молекулярные полосы (TiO и др.)

• С температурой как у K-M звезд:

• C Углеродные звезды – полосы C₂, CN, CO

• S В спектре тяжелые элементы (ZrO, YO, LaO)

Диаграмма «спектр-светимость»

В начале ХХ века была установлена зависимость между видом спектра звезды и ее светимостью (диаграмма «спектр-светимость» или «температура -абсолютная величина»).

Положение каждой звезды на диаграмме определяется ее физической природой и стадией эволюции

Таким образом, двумерная спектральная классификация звезд характеризует не только температуру звезды, но и ее светимость:Солнце – G2 V - звезда главной последовательности,имеющая температуру 5800К;Спутник Сириуса – А5 VII – белый карлик, Т=10000К Бетельгейзе – М2 I – сверхгигант, Т= 3000К

Двойные звезды – гравитационно связанные звезды, вращающиеся вокруг центра масс системы. Разделение на типы - по методу наблюдений.

Визуальные двойные звезды – компоненты системы разреша-ются приемной аппаратурой. Измеряются: угловое расстоя-ние между звездами и позици-онный угол.

Геометрические преобразования наблюдаемой орбиты в истинную позволяют применить 3 закон Кеплера и вычислить сумму масс звезд: (M₁+M₂) = 4π² a³/G Р^2,

где а и Р –большая полуось относительной орбиты и период соответственно.

Для определения индивидуальных масс необходимо определить большие полуоси орбит каждой звезды, и тогда:

М₁а₁+М₂а₂ = 0, а = а₁+а₂

Для спектральных двойных наблюдаемая величина скорости и полуоси орбиты, являются проекцией истинных величин на луч зрения, что приводит к определению только нижних границ масс звезд: М₁sin³i и M₂sin³i

Зависимость «масса-светимость» для звезд ГП

Для некоторых двойных звезд можно точно определить массы, радиусы, температуры и светимости. Эти данные использовались для получения эмпирической зависимости «масса-светимость» : Lµ M^α .

Планеты у других звезд (ТДС. 4) Современная техника наблюдений позволяет определять лучевые скорости с точностью до единиц метров в секунду: таким образом появилась возможность обнаружения маломассивных спутников звезд – планет.

В основном, это планеты с массами, в сотни раз больше массы Земли, расположенные близко к звездам солнечного типа («горячие Юпитеры»).

Не менее перспективным является метод, основанный на измерении ослабления блеска звезды при прохожде-нии планеты по ее диску: именно так запланирован космический эксперимент «Кеплер»(2009-2011гг.), итогом которого предполагается обнаружение тысячи массивных планет и сотен планет, с массами, близкими к земной.

Температуры звезд

Если мы имеем возможность получить абсолютный наблюдаемый поток излучения звезды во всем интервале длин волн (болометрический) и независимо определить угловой диаметр звезды, то эффективная температура вычисляется следующим образом: где R – радиус звезды, r – расстояние до нее.

Этот метод может считаться прямым. Для определения температур по моделям фотосфер необходимы спектральные наблюдения, которые доступны для достаточно ярких звезд. Поэтому для массовых определений температур звезд используются фотометрические критерии – показатели цвета, например,(В-V), который в первую очередь зависит от температуры (и весьма слабо зависит от ускорения и хим. состава). На следующем рисунке представлена калибровка показателя цвета (B-V) по ффективной температуре для звезд главной последовательности. (При этом надо помнить, что цвет должен быть исправлен за межзвездное покраснение света.)

Понятие об астроклимате

Радиусы звезд Угловое разрешение в оптическом диапазоне

ограничивается не дифракцией и аберрациями, а турбулентностью в атмосфере. Луч, проходя атмосферу, преломляется и отклоняется, причем величина и направление отклонения быстро меняются со временем (10-1000Гц).

Средний размер неоднородности в атмосфере (радиус когерентности r₀) составляет 5-15 см. Если диаметр телескопа меньше, то основное искажение заключается

в наклоне волнового фронта и изображения звезды колеблется как целое. Большие телескопы создают тысячи подобных изображений, в сумме дающие турбулентный диск.

В лучших климатических условиях турбулентный диск составляет 1"-0.5". Дифракционный же диск Θ=1.22λ/d у современных телескопов (d~1-10метров) составляет сотые доли угловой секунды, что при отсутствии атмосферы позволило бы напрямую разрешить диски многих звезд (близких и гигантов).

За атмосферой падающий волновой фронт в пределах диаметра телескопа является плоским. Атмосфера приводит к образованию «складок» амплитудой в несколько длин волн. Поэтому в фокальной плоскости формируется картина из множества пятен (спеклов), которые возникают благодаря интерференции лучей света, попадающих в фокальную плоскость телескопа от разных участков объектива. Каждое такое пятнышко похоже на дифракционный диск в фокальной плоскости идеального телескопа.

Продолжительные экспозиции в большом диапазоне длин волн приводят к замыванию спеклов: формируется т.н. турбулентный диск (огибающая всех

cпеклов α=λ/r₀). Таким образом, спекл-нтерферометрия реализует разрешение телескопа не хуже релеевского λ/d.

Спекл-интерферометрические наблюдения позволяют

разделить близкие компоненты двойных и измерить угловые радиусы звезд.

Основные сведения о солнце

Солнце — единственная звезда в нашей планетарной системе. Оно является центром вокруг которого вращаются планеты и их спутники, астероиды, кометы и многие другие космические объекты. Его масса 1,9891×10³⁰кг, что составляет 332 946 масс Земли, а его радиус в 109 раз больше радиуса Земли. Интересно, что средняя плотность нашего светила всего в 1,4 раза больше плотности воды (такую плотность имеет вода в мёртвом море).

Солнечные пятна — это области на поверхности Солнца, которые темнее окружающей их фотосферы, так как в них сильное магнитное поле подавляет конвекциюплазмы и снижает её температуру примерно на 2000 градусов. 

Солнечная активность — комплекс явлений и процессов, связанных с образованием и распадом в солнечной атмосфере сильных магнитных полей.

Источник энергии на стадии ГП: в конечном счете – превращение водорода в гелий:

4 ¹H è ⁴He

ΔE ≈ 26.731 MeV = Δm·c²

Дефект массы ~0.7%, самый большой из всех реакций термоядерного синтеза; энергетика в ~10 раз больше других реакций

Водород «сгорает» медленнее других ядер, и его ~70% по массе

Cтадия ГП самая продолжительная (в ~100 раз длиннее стадии «горения» He)

Звездные скопления

Рассеянные ЗС Шаровые ЗС

(галактические)

Число звезд 10²-10³ 10⁴-10⁶

Положение в Г. b≤ 15º cгущение к ЦГ и

полюсам Г.

Присутствие ПЗ Сδ, δSct, I, E СW, RR Lyr… Диаграмма Г-Р V VI

Возраст, лет как правило, ≤10⁹ ≥10¹⁰

Население Г. диск гало (сфер.)