Izuchenie pokrytii zvezd Lunoi2.03.1997 18:33 | E. M. Trunkovskii/Vselennaya i My
Stat'ya O. I. Mitina, N. V. Kulakovoi i S. V. Korobkina*) daet lyubitelyam astronomii horoshee pervonachal'noe predstavlenie o tom, kak i zachem mozhno i nuzhno nablyudat' pokrytiya zvezd Lunoi. Sami po sebe takie nablyudeniya ves'ma interesny i soderzhat dazhe nekotorye elementy, svoistvennye situaciyam v sporte: ved' nablyudaemye sobytiya - pokrytiya ili UotkrytiyaF zvezd Lunoi - ochen' skorotechny, ih dlitel'nost' vo vremeni - malye doli sekundy, i trebuyutsya horoshie nablyudatel'nye navyki, bystrota i operativnost', chtoby ne propustit' nuzhnyi moment, uspeshno provesti nablyudenie i vypolnit' neobhodimye izmereniya. Otmechu eshe odno vazhnoe obstoyatel'stvo: nablyudeniya pokrytii zvezd Lunoi v nekotoryh otnosheniyah podobny nablyudeniyu polnogo solnechnogo zatmeniya, dlitel'nost' kotorogo vo vremeni ne prevyshaet neskol'kih minut; i hotya dlya Solnca prodolzhitel'nost' etogo yavleniya na 3-4 poryadka prevyshaet podobnuyu velichinu, harakternuyu dlya pokrytii zvezd, vse zhe s tochki zreniya nablyudatelya situaciya tozhe ves'ma napryazhennaya. Eta analogiya v deistvitel'nosti imeet gorazdo bolee glubokuyu prirodu: ved' i v tom, i v drugom sluchae rech' idet o zatmenii zvezdy (odna iz zatmevaemyh zvezd - nashe Solnce) gorazdo bolee blizkoi k nam Lunoi.
Zamechatel'no to, chto "v lice" nashego vechnogo sputnika priroda podarila nam prekrasnyi "kosmicheskii ekran", s pomosh'yu kotorogo, pochti kak v fizicheskoi (opticheskoi) laboratorii, mozhno izuchat' ne tol'ko strukturu vneshnih sloev atmosfery Solnca (hromosfery i korony), no i, kak my uvidim nizhe, strukturu atmosfer i obolochek nekotoryh zvezd. Takaya vozmozhnost' v sluchae Solnca voznikaet blagodarya tomu udivitel'nomu (dazhe, mozhno skazat', zagadochnomu) faktu, chto otnoshenie lineinogo diametra Luny (v kilometrah) k ee rasstoyaniyu ot Zemli v srednem pochti tochno sovpadaet s analogichnym otnosheniem dlya Solnca (Solnce bol'she Luny primerno v 400 raz, no i dal'she ot nas v takoe zhe kolichestvo raz). Drugimi slovami, srednie uglovye razmery diskov Luny i Solnca na nebe ravny mezhdu soboi i sostavlyayut primerno polgradusa dugi. Etogo nikak nel'zya skazat' o drugih zvezdah, nahodyashihsya na takih gigantskih rasstoyaniyah ot nas, chto dazhe samye bol'shie iz nih po lineinym razmeram i naibolee blizkie k nam imeyut uglovye diametry ne bol'she neskol'kih sotyh dolei sekundy dugi. Odnako okazyvaetsya, chto takoe ogromnoe razlichie uglovyh razmerov Luny i zvezd tozhe mozhno s uspehom ispol'zovat' pri reshenii nauchnyh zadach, t.k. v etom sluchae krai Luny po otnosheniyu k zvezdam mozhno rassmatrivat' kak pryamolineinyi, a eto pozvolyaet poluchat' cennuyu informaciyu kak o dvizhenii i figure Luny, tak i o koordinatah zvezd i, chto osobenno vazhno, o samih pokryvaemyh zvezdah.
Izvestno, chto Luna v svoem orbital'nom dvizhenii vokrug Zemli (tochnee, vokrug centra mass sistemy Zemlya-Luna) medlenno peremeshaetsya sredi zvezd s zapada na vostok so srednei uglovoi skorost'yu okolo 0.5 sekundy dugi za sekundu vremeni. Lineinaya skorost' dvizheniya Luny po orbite - okolo 1 km/sek. Ponyatno, chto pri takom dvizhenii lunnyi disk vremya ot vremeni zakryvaet ot nablyudatelya svet teh ili inyh zvezd. V fazah mezhdu novoluniem i polnoluniem proishodyat pokrytiya zvezd temnym kraem diska Luny, a v fazah mezhdu polnoluniem i sleduyushim novoluniem - pokrytiya svetlym kraem i "otkrytiya", t.e. poyavleniya zvezd iz-za lunnogo diska, na ego temnom krae.
Cennost' i vazhnost' vysokotochnoi registracii momentov pokrytii zvezd Lunoi byla osoznana astronomami uzhe neskol'ko stoletii nazad. Dostatochno skazat', chto odnim iz vazhnyh stimulov sozdaniya v 1670 g. vsemirno izvestnoi Grinvichskoi observatorii byla zainteresovannost' v tochnyh izmereniyah polozhenii lunnogo limba otnositel'no zvezd (limbom nazyvayut sproektirovannyi na nebesnuyu sferu krai diska Luny), v tom chisle putem registracii momentov pokrytii zvezd kraem Luny iz raznyh punktov na Zemle: eto pozvolyalo opredelyat' koordinaty na poverhnosti Zemli i uspeshno reshat' zadachi navigacii. Glavnaya zhe prichina togo, chto v ryade stran eshe v 18-m veke byli nachaty programmy massovoi registracii momentov pokrytii zvezd Lunoi, zaklyuchalas' v tom, chto dannye takih nablyudenii byli neobhodimy dlya utochneniya teorii dvizheniya Luny. Eta problema voznikla vskore posle poyavleniya v 1687 g. "Nachal" N'yutona, gde byl predlozhen pervonachal'nyi variant takoi teorii. Pri povyshenii tochnosti astronomicheskih nablyudenii obnaruzhilis' rashozhdeniya s predskazaniyami teorii, i v 18-m veke celyi ryad krupneishih uchenyh, takih kak Bernulli, Eiler, Klero, D'Alamber, Lagranzh i Laplas, zanimalis' usovershenstvovaniem teorii dvizheniya Luny putem ucheta vseh vozmozhnyh faktorov, vozmushayushih ee orbitu. V XIX-m veke bol'shoi vklad v utochnenie etoi teorii vnes amerikanskii astronom Simon N'yukomb, ispol'zovavshii v svoei rabote dannye registracii momentov pokrytii zvezd Lunoi. V 1919 g. poyavilas' teoriya E. Brauna, kotoraya do sih por prinimaetsya za osnovu pri predvychisleniyah polozhenii Luny v razlichnye momenty vremeni. Dal'neishie utochneniya modeli dvizheniya Luny bazirovalis' v osnovnom opyat'-taki na ispol'zovanii postoyanno nakaplivayushihsya dannyh nablyudenii pokrytii Lunoi.
Pri registracii momenta pokrytiya s tochnost'yu, luchshei, chem 1 sek, mozhno, s uchetom velichiny uglovoi skorosti Luny, opredelit' polozhenie tochki lunnogo limba, v kotoroi proizoshel kontakt so zvezdoi, s tochnost'yu poryadka 0.5 uglovoi sekundy. Hotya, kazalos' by, podobnaya tochnost' ne tak uzh vysoka, nablyudeniya takogo kachestva, kotorye vo vsem mire obychno provodyatsya lyubitelyami astronomii, mogut vnesti i uzhe vnesli reshayushii vklad v izuchenie dolgoperiodicheskih sostavlyayushih dvizheniya Luny. K nastoyashemu vremeni lyubiteli proveli registraciyu desyatkov tysyach momentov pokrytii zvezd Lunoi pri nablyudeniyah iz razlichnyh mest, razbrosannyh po vsei Zemle. Eto pozvolilo sozdat' nepreryvno popolnyayushiisya bank dannyh, rol' kotorogo v izuchenii razlichnyh sostavlyayushih dvizheniya Luny ochen' velika. Poetomu kazhdyi, kto zhelaet vnesti posil'nyi vklad v razvitie astronomicheskoi nauki, v sostoyanii eto sdelat' dovol'no prostym sposobom, vooruzhivshis' vsego lish' binoklem ili nebol'shoi zritel'noi truboi i tochnymi chasami s sekundomerom i provodya vremya ot vremeni vizual'nye nablyudeniya pokrytii yarkih zvezd temnym kraem Luny. Dlya vypolneniya takih nablyudenii vpolne dostatochno informacii, publikuemoi v ezhegodno izdavaemoi peremennoi chasti Astronomicheskogo kalendarya.
Vazhneishim faktorom, kotoryi obespechivaet vozmozhnost' uverennoi vizual'noi registracii momenta pokrytiya zvezdy Lunoi s tochnost'yu v desyatye i dazhe sotye doli sekundy, yavlyaetsya prakticheski polnoe otsutstvie u Luny atmosfery. Eshe v XIX-m veke astronomy obratili vnimanie na udivitel'no rezkoe, mgnovennoe ischeznovenie svetovogo potoka ot zvezd pri pokrytii ih Lunoi. Eto yavlenie oni spravedlivo rassmatrivali kak vazhneishee svidetel'stvo togo, chto Luna lishena skol'ko-nibud' zametnoi ustoichivoi atmosfery.
Poyavlenie v sovremennuyu epohu fotoelektricheskih priemnikov izlucheniya i komp'yuterov pozvolilo dostich' tochnosti registracii momentov pokrytii zvezd Lunoi poryadka neskol'kih millisekund (sm. nizhe). Eto daet vozmozhnost' opredelyat' polozhenie dannogo uchastka lunnogo limba na nebesnoi sfere v moment pokrytiya s ochen' vysokoi tochnost'yu: naprimer, esli moment pokrytiya zaregistrirovan s tochnost'yu 0.002 s i koordinaty zvezdy horosho izvestny (s tochnost'yu ne huzhe 0.001 sekundy dugi), to pri tipichnoi velichine uglovoi skorosti dvizheniya Luny 0.5 ugl.sek. za sekundu vremeni mozhno opredelit' polozhenie tochki kontakta na lunnom limbe v etot moment s tochnost'yu okolo 0.001 sek. dugi (eto sootvetstvuet pogreshnosti opredeleniya lineinogo rasstoyaniya v ploskosti lunnogo kraya okolo 2 m). S drugoi storony, esli imeetsya horoshaya teoriya, pozvolyayushaya ochen' tochno predskazyvat' dvizhenie Luny, i est' podrobnye dannye o profile lunnogo limba (t.e. horosho izuchen rel'ef lunnogo kraya), to mozhno s tochnost'yu ukazannogo poryadka opredelit' koordinaty zvezdy.
Predstavim sebe teper', chto dlya zvezd s horosho izvestnymi koordinatami momenty ih pokrytii Lunoi zaregistrirovany s vysokoi tochnost'yu. Esli u nas est' horoshaya teoriya dvizheniya Luny i dostatochno podrobnaya model' profilya lunnogo limba, pozvolyayushie nadezhno predvychislit' eti momenty s uchetom polozhenii tochek kontaktov na limbe, to pri sopostavlenii rasschitannyh i zaregistrirovannyh momentov my mozhem poluchit' bolee tochnuyu informaciyu o rel'efe sootvetstvuyushih uchastkov lunnogo kraya, t.e. o poverhnosti Luny. Govorya uproshenno, eto znachit, chto v sluchae, kogda deistvitel'nyi moment pokrytiya na kakoe-to mgnovenie operezhaet predvychislennyi, v tochke kontakta prisutstvuet vystup lunnoi poverhnosti ("gorka"), ne uchtennyi v modeli profilya limba, a esli obnaruzheno "otstavanie" nablyudaemogo momenta, to v meste pokrytiya sushestvuet neuchtennaya "vpadina". Na samom dele situaciya slozhnee, t.k. pri vypolnenii predvychislenii mozhet byt' neskol'ko ne polnost'yu uchtennyh faktorov, i dostovernost' obnaruzheniya nerovnostei lunnoi poverhnosti zavisit ot togo, kakova real'naya tochnost' predvychislenii. Sama po sebe zadacha provedeniya maksimal'no tochnyh predvychislenii ochen' slozhna iz-za neobhodimosti uchityvat' mnozhestvo razlichnyh faktorov.
Poskol'ku vidimye uglovye razmery lunnogo diska zavisyat ot rasstoyaniya mezhdu nablyudatelem i centrom Luny, yasno, chto vysokotochnye opredeleniya momentov pokrytii dayut vozmozhnost' utochnit' dannye o rasstoyanii do Luny v razlichnyh tochkah ee orbity.
Kak vidim, nablyudeniya pokrytii zvezd Lunoi, nesmotrya na dostatochnuyu prostotu etogo metoda, dayut ves'ma raznoobraznuyu i cennuyu astronomicheskuyu informaciyu. No, pozhalui, samym interesnym primeneniem etogo metoda dlya resheniya ser'eznyh nauchnyh zadach yavlyayutsya pryamye izmereniya uglovyh razmerov razlichnyh zvezd putem analiza krivyh bleska, zaregistrirovannyh pri nablyudeniyah ih pokrytii temnym kraem Luny.
Legko podschitat', chto esli disk zvezdy v proekcii na nebesnuyu sferu imeet uglovoi diametr 0.005 ugl.sek. (eto tipichnaya velichina dlya sravnitel'no blizkih zvezd-gigantov i sverhgigantov), to pri nazvannoi vyshe velichine uglovoi skorosti krai Luny "proskochit" zvezdnyi disk primerno za 0.01 sek. Eto daet predstavlenie ob intervale vremeni, v techenie kotorogo svetovoi potok ot zvezdy dolzhen sil'no umen'shit'sya. Otsyuda sleduet, chto dlya uspeshnogo izmereniya uglovogo diametra zvezdy neobhodimo imet' apparaturu, kotoraya by ochen' bystro (kak govoryat, s vysokim razresheniem po vremeni) registrirovala izmeneniya svetovogo potoka ot zvezdy. I esli by vse bylo tak prosto, kak eto vyglyadit v ramkah zakonov geometricheskoi optiki, to zadacha svelas' by k izmereniyu korotkogo promezhutka vremeni, za kotoryi svetovoi potok ot zvezdy padaet ot pervonachal'nogo znacheniya do nulya. Takuyu ideyu vpervye vyskazal v 1908 g. britanskii oficer P. Mak-Magon. Odnako priroda, kak pravilo, okazyvaetsya ustroennoi slozhnee, chem nam by togo hotelos', i ves'ma neohotno pozvolyaet cheloveku dobyvat' novye znaniya o svoih zakonah i ob'ektah. Delo v tom, chto pri rassmotrenii processa pokrytiya zvezdy Lunoi nel'zya primenyat' zakony geometricheskoi optiki, zdes' rabotayut drugie principy - principy volnovoi optiki. A iz nih sleduet, chto v dannom sluchae voznikayut yavleniya difrakcii sveta zvezdy na krae lunnogo diska, i v rezul'tate krivaya izmeneniya svetovogo potoka priobretaet gorazdo bolee slozhnyi harakter. Na eto srazu zhe posle publikacii idei Mak-Magona obratil vnimanie vydayushiisya angliiskii astrofizik Artur Eddington. Iz analiza, provedennogo Eddingtonom, astronomy sdelali vyvod, chto krasivaya ideya Mak-Magona, uvy, neosushestvima na praktike, t.k. difrakciya meshaet izmeryat' uglovye razmery zvezd.
Odnako, kak eto neodnokratno sluchalos' v istorii nauki, odnazhdy vyskazannaya ideya ne propala bessledno i primerno cherez chetvert' veka obrela novuyu zhizn'. V 30-e gody neskol'ko astronomov v raznyh stranah, v tom chisle nash sootechestvennik S. G. Natanson, prishli k vyvodu, chto sama difrakcionnaya kartina pokrytiya dolzhna soderzhat' informaciyu ob uglovom razmere zvezdy. Iz teorii difrakcii sleduet, i eto bylo podtverzhdeno nablyudeniyami v konce teh zhe 30-h godov, chto difrakcionnaya krivaya pokrytiya zvezdy, imeyushei hot' i ochen' malyi, no vse zhe konechnyi uglovoi diametr, neskol'ko otlichaetsya ot analogichnoi krivoi dlya tochechnogo istochnika (t.e. voobrazhaemogo beskonechno udalennogo istochnika, uglovoi razmer kotorogo mozhno schitat' strogo ravnym nulyu). I esli u vas est' teleskop s zerkalom dostatochnogo diametra i chuvstvitel'naya priemnaya apparatura, pozvolyayushaya registrirovat' izmeneniya svetovogo potoka pri pokrytii s vysokim vremennym razresheniem (poryadka 0.001 sek), t.e. provodit' vysokoskorostnuyu fotometriyu, vy imeete shans poluchit' dostatochno horoshuyu difrakcionnuyu krivuyu, pri analize kotoroi mozhno vyyavit' ee otlichiya ot krivoi pokrytiya tochechnogo istochnika.
O tom, kak provodyatsya podobnye nablyudeniya i sootvetstvuyushii, dovol'no slozhnyi, analiz poluchennyh dannyh, mozhno prochitat' v stat'e M. B. Bogdanova, E. M. Trunkovskogo i A. M. Cherepashuka v zhurnale "Zemlya i Vselennaya", 1992, N6, s. 3-11. Vazhno, chto pri obrabotke krivyh pokrytii, poluchennyh s pomosh'yu vysokoskorostnoi fotoelektricheskoi fotometrii i "privyazannyh" k signalam tochnogo vremeni, mozhno s tochnost'yu do millisekundy opredelit' moment geometricheskogo pokrytiya centra zvezdnogo diska kraem Luny. V sluchae tochechnogo istochnika etot moment sootvetstvuet toi tochke difrakcionnoi krivoi, v kotoroi velichina svetovogo potoka ot nego padaet do 1/4 ot pervonachal'nogo znacheniya. Dlya zvezdy s konechnym uglovym diametrom etot moment budet neskol'ko smeshen po sravneniyu s tochechnym istochnikom i ego mozhno naiti posle sootvetstvuyushei obrabotki kak "pobochnyi produkt" resheniya zadachi po opredeleniyu uglovogo diametra zvezdy.
Fotoelektricheskie nablyudeniya pokrytii zvezd Lunoi provodyatsya vo mnogih observatoriyah mira, nachinaya s 50-h godov. K nastoyashemu vremeni etim metodom izmereny uglovye diametry primerno polutora soten zvezd, a takzhe obnaruzheno mnogo tesnyh dvoinyh zvezd s uglovymi rasstoyaniyami mezhdu komponentami, sostavlyayushimi sotye i dazhe tysyachnye doli sekundy dugi; drugimi sushestvuyushimi v nastoyashee vremya metodami izmerit' stol' malye velichiny uglovyh diametrov v podavlyayushem bol'shinstve sluchaev nevozmozhno, a obnaruzhit' nastol'ko tesnye dvoinye zvezdy i opredelit' ih parametry vo mnogih sluchayah tozhe ne udaetsya.
(Ris. 1 Fotoelektricheskaya krivaya pokrytiya Lunoi holodnoi uglerodnoi zvezdy Y Tel'ca.)
Osobo interesnye rezul'taty mozhno poluchit' pri nablyudeniyah pokrytii Lunoi zvezd slozhnoi struktury v razlichnyh uchastkah spektra ih izlucheniya (kak govoryat, v razlichnyh spektral'nyh polosah). Naprimer, avtorom etoi stat'i byla poluchena fotoelektricheskaya krivaya pokrytiya Lunoi holodnoi uglerodnoi zvezdy Y Tel'ca. Holodnoi - znachit, temperatura ee poverhnosti ne prevyshaet 3000-4000 gradusov Kel'vina. Uglerodnoi - znachit, v spektre zvezdy imeyutsya linii i polosy, vyzvannye prisutstviem v ee atmosfere ugleroda ili nekotoryh ego soedinenii. Nablyudenie provodilos' v Vysokogornoi (vysota - okolo 3000 m nad urovnem morya) Tyan'-Shan'skoi observatorii GAISh bliz Alma-Aty s teleskopom-reflektorom diametrom 48 sm. Registraciya krivoi pokrytiya vypolnena v "krasnoi" oblasti opticheskogo diapazona spektra, t.e. v spektral'noi polose so srednei dlinoi volny 7000 A(polosa "R"). Eta krivaya predstavlena na ris. 1. Krestikami izobrazheny dannye nablyudenii - otschety fotoelektricheskogo fotometra, sootvetstvuyushie vremeni nakopleniya 0.002 s. Sploshnoi liniei pokazana teoreticheskaya difrakcionnaya krivaya, nailuchshim obrazom sovpadayushaya s zaregistrirovannymi izmeneniyami svetovogo potoka. V rezul'tate obrabotki dannyh bylo polucheno znachenie uglovogo diametra zvezdy d = 0.0056±0.0012 ugl. sekundy.
Zvezda Y Tel'ca yavlyaetsya moshnym istochnikom infrakrasnogo izlucheniya. Gruppoi amerikanskih astrofizikov vo glave s prof. S. Ridzhveem bylo vypolneno neskol'ko nablyudenii pokrytii etoi zvezdy Lunoi v blizhnem infrakrasnom diapazone spektra na dlinah voln 1.6-2.2 mikrona (1 mikron = 10-6 m = 10000 A). Sravnenie rezul'tatov pokazalo, chto privedennaya vyshe velichina uglovogo diametra, naidennaya avtorom, zametno men'she (primerno v poltora raza), chem znacheniya, poluchennye iz analiza infrakrasnyh nablyudenii. Kak ob'yasnit' takoe rashozhdenie?
Mozhno vyskazat' po etomu povodu kak minimum dva predpolozheniya. Pervoe: zvezda Y Tel'ca pul'siruet, ee diametr menyaetsya so vremenem v znachitel'nyh predelah. Takie pul'sacii - dovol'no tipichnoe yavlenie u gigantskih holodnyh ("krasnyh") zvezd. Pul'siruet krasnyi sverhgigant Antares, pul'siruet s bol'shoi amplitudoi yarchaishaya krasnaya zvezda v sozvezdii Oriona - Betel'geize. Pul'sacii mogut proishodit' strogo periodicheski, no mogut i ne imet' opredelennogo postoyannogo perioda, naprimer, byt', kak govoryat, kvaziperiodicheskimi ("kak by" periodicheskimi). Esli sopostavit' imeyushiesya dannye izmerenii uglovogo diametra Y Tel'ca s fazami peremennosti bleska zvezdy (eta davno izvestnaya peremennost' ne yavlyaetsya strogo periodicheskoi, no vse zhe nekotoroe srednee znachenie perioda povtorenii odnogo i togo zhe urovnya bleska bylo vyvedeno iz mnogoletnih nablyudenii), to, kak budto, namechaetsya takaya zavisimost', pri kotoroi men'shee znachenie uglovogo (a znachit, i lineinogo) diametra zvezdy sootvetstvuet bolee vysokoi yarkosti (a znachit, svetimosti), i naoborot. Podobnoe povedenie napominaet pul'sacii cefeid, u kotoryh szhatie zvezdy soprovozhdaetsya uvelicheniem ee temperatury i svetimosti, a pri rasshirenii, naoborot, svetimost' padaet. K sozhaleniyu, gipotezu o pul'saciyah zvezdy Y Tel'ca poka trudno podtverdit' ili oprovergnut', t.k. imeyushihsya dannyh izmerenii uglovogo diametra eshe nedostatochno dlya etogo.
Vtoroe predpolozhenie: zvezda Y Tel'ca okruzhena pylevoi obolochkoi ili protyazhennoi
atmosferoi (na eto ukazyvayut takzhe dannye issledovaniya izlucheniya zvezdy v razlichnyh
uchastkah spektra), i opticheskoe izluchenie osnovnogo tela zvezdy, vyhodyashee s
poverhnosti ee fotosfery, prohodit skvoz' etu gazopylevuyu okolozvezdnuyu obolochku,
otdavaya nekotoruyu chast' svoei energii ee chasticam; energiya, pogloshennaya v atmosfere
i (ili) obolochke, pereizluchaetsya v kosmicheskoe prostranstvo na b`ol'shih dlinah
voln, t.e. v blizhnem infrakrasnom diapazone; v rezul'tate my mozhem nablyudat'
izluchenie fotosfery v opticheskom diapazone i odnovremenno registrirovat' infrakrasnoe
izluchenie ot obolochki (atmosfery), kotoraya imeet gorazdo bol'shie razmery. Esli
prinyat' takoe predpolozhenie, to krivaya pokrytiya, poluchennaya pri nablyudenii v
opticheskom diapazone, dolzhna sootvetstvovat' uglovomu diametru fotosfery zvezdy,
a krivye, poluchennye v blizhnem IK-diapazone, - naibolee intensivno izluchayushim
v etoi oblasti spektra sloyam gazopylevoi obolochki. V ramkah etogo predpolozheniya,
ispol'zuya ocenku rasstoyaniya do zvezdy (okolo 520 parsek), mozhno ocenit' lineinye
diametry fotosfery 630 Rc (Rc =
km - radius Solnca) i izluchayushego sloya obolochki 970 Rc. Analiz dannyh o potokah
izlucheniya ot zvezdy na raznyh dlinah voln pozvolyaet zaklyuchit', chto temperatura
na urovne fotosfery, po-vidimomu, blizka k 2700-2800 K, a temperatura, harakterizuyushaya
izluchenie pylevoi obolochki ili protyazhennoi atmosfery, veroyatno, sostavlyaet okolo
2000-2300 K; pri etom vklad gazopylevoi obolochki v integral'noe izluchenie zvezdy
(na vseh dlinah voln) mozhet dostigat' 30-50%. Nekotoraya ostorozhnost', s kotoroi
vyskazano poslednee utverzhdenie, i sootvetstvuyushie ogovorki svyazany s tem, chto
uverennoe opredelenie ukazannyh velichin predstavlyaet soboi ves'ma slozhnuyu zadachu,
trebuyushuyu otdel'nogo rassmotreniya.
Ogromnye razmery zvezdy Y Tel'ca oznachayut, chto ona prinadlezhit k klassu sverhgigantov. Vpolne vozmozhno, chto v deistvitel'nosti rezul'taty izmerenii ee uglovogo diametra otrazhayut i real'nye izmeneniya ee razmerov, i vliyanie gazopylevoi obolochki. Veroyatno, istinnaya kartina proyasnitsya po mere nakopleniya dannyh nablyudenii.
Takovy v obshih chertah shirokie vozmozhnosti ispol'zovaniya v astronomii metoda nablyudenii pokrytii zvezd Lunoi. Eto odin iz yarkih primerov togo, kak effektivno chelovek mozhet ispol'zovat' yavleniya i processy, sushestvuyushie v prirode, dlya issledovaniya samoi prirody. Nuzhno tol'ko uvidet' i ocenit' eti ee "podarki"...
|
Publikacii s klyuchevymi slovami:
Luna - pokrytie
Publikacii so slovami: Luna - pokrytie | |
Sm. takzhe:
Vse publikacii na tu zhe temu >> | |
