Astronet > Razmery zvezd (metody opredeleniya)

po tekstam po klyuchevym slovam v glossarii po saitam perevod po katalogu

Razmery zvezd (metody opredeleniya)

Rasstoyaniya do zvezd stol' veliki, chto nikakie astronomich. instrumenty ne dayut vozmozhnosti nablyudat' neposredstvenno ih diski. Lish' u nek-ryh zvezd uglovye razmery diska prevyshayut razreshayushuyu sposobnost' krupnyh teleskopov, chto daet vozmozhnost' fotografirovaniem s ochen' korotkimi ekspoziciyami "vosstanovit'" izobrazhenie zvezdy. Dlya opredeleniya R.z. - ih radiusov R - ispol'zuyut sleduyushie metody.

1. Pri izvestnoi svetimosti zvezdy L i ee effektivnoi temp-re T_e radius zvezdy opredelyaetsya v predpolozhenii, chto ee izluchenie blizko k izlucheniyu absolyutno chernogo tela: $R=T^{-2}_{e} ({L\over {4\pi\sigma}})^{1/2}$ , gde $\sigma$ - postoyannaya Stefana-Bol'cmana (sm. Effektivnaya temperatura).

Svetimost' zvezdy mozhno opredelit' po ee vidimoi zvezdnoi velichine i rasstoyaniyu do nee (sm. Rasstoyaniya do kosmich. ob'ektov), a T_e nahodyat po raspredeleniyu energii v spektre zvezdy ili po shirine i intensivnosti spektral'nyh linii. Eto - naibolee upotrebitel'nyi sposob ocenki razmerov zvezd.

2. Uglovoi radius $\alpha$ zvezdy nahodyat po interferenc. kartine, poluchayusheisya v rezul'tate perekrytiya izobrazhenii zvezdy, postroennyh dvumya ob'ektivami ili chastyami odnogo ob'ektiva zvezdnogo interferometra: $$\alpha=\left( {\lambda\over {1,7d}} \right)\cdot 206265$ , gde ugol $\alpha$ vyrazhen v sekundah dugi, $\lambda$ - dlina volny prinimaemogo izlucheniya v sm, d - rasstoyanie v sm mezhdu centrami ob'ektivov, pri k-rom interferenc. polosy v izobrazhenii zvezdy perestayut nablyudat'sya.

Lineinye radiusy R zvezd svyazany s uglovymi $\alpha$ sootnosheniem $R=\alpha D/206265$ (sm), gde D - rasstoyanie do zvezdy v sm.

Razrabotany i dr. metody optich. interferometrii, pozvolyayushie izmerit' $\alpha$ dlya blizkih yarkih zvezd s naibol'shimi uglovymi razmerami (sm. Spekl-interferometriya).

3. Pri pokrytii zvezd Lunoi fotometrich. nablyudeniya dayut vozmozhnost' opredelit' uglovoi razmer zvezdy po harakteru difrakcii sveta na krayu lunnogo diska. Etot metod priemlem lish' dlya nesk. yarkih zvezd, zatmevaemyh Lunoi.

4. V sluchae zatmenno-peremennyh zvezd razmery komponentov dvoinoi sistemy mozhno opredelit' iz analiza krivoi bleska (sm. Dvoinye zvezdy).

Analiz imeyushihsya dannyh pokazyvaet, chto R.z. koleblyutsya ot razmerov, sravnimyh s diametrom Solnechnoi sistemy (zvezdy-sverhgiganty), do razmerov planet (belye karlik) ili dazhe do nesk. km (neitronnye zvezdy). Na glavnoi posledovatel'nosti zvezdy imeyut tem bol'shie razmery, chem bol'she ih massy ili T_e. V processe evolyucii zvezd (pri uhode s glavnoi posledovatel'nosti) R.z. mnogokratno vozrastayut pri ihprevrashenii v krasnye giganty ili sverhgiganty. Na konechnoi stadii evolyucii R.z. rezko umen'shayutsya (belye karliki, neitronnye zvezdy, chernye dyry).

Razmery nekotoryh yarkih zvezd (radius zvezdy v radiusah Solnca)

Sverhgiganty

Betel'geize 300

$\varepsilon$ Voznichego A 251

Giganty

Al'debaran 60

Arktur 30

Kapella 12

Zvezdy glavnoi posledovatel'nosti

Vega 2,4

Procion 1,9

Sirius A 1,8

Al'tair 1,4

$\alpha$ Kentavra A 1,0

61 Lebedya A 0,7

Kryuger 60 A 0,3

Belye karliki

Vol'f 1346 0,02

Sirius V 0,0034

Lit.:
Henbern Braun R., Izmerenie uglovyh diametrov zvezd, UFN, 1927, t. 108, v. 3; Struve O., Linds B., Pillans E., Elementarnaya astronomiya, per. s angl., 2 izd., M., 1967.

(A.V. Zasov)

A. V. Zasov, "Fizika Kosmosa", 1986
Glossarii Astronet.ru

L | R | A | B | V | G | D | E | Zh | Z | I | ' | K | L | M | N | O | P | R | S | T | U | F | H | C | Ch | Sh | Sh | E | Yu | Ya

Obsudit' etu publikaciyu

Versiya dlya pechati

Sverhgiganty
Betel'geize	300
$\varepsilon$ Voznichego A	251
Giganty
Al'debaran	60
Arktur	30
Kapella	12
Zvezdy glavnoi posledovatel'nosti
Vega	2,4
Procion	1,9
Sirius A	1,8
Al'tair	1,4
$\alpha$ Kentavra A	1,0
61 Lebedya A	0,7
Kryuger 60 A	0,3
Belye karliki
Vol'f 1346	0,02
Sirius V	0,0034