Astronet > Novye i sverhnovye zvezdy >> Glava I. ASTRONOMY ISSLEDUYuT ZVEZDY

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

Vvedenie | Oglavlenie | Glava II. Budni vselennoi

Glava I. ASTRONOMY ISSLEDUYuT ZVEZDY

Zvezdy, izmenyayushie blesk

Kak soobshaet drevnerimskii istorik Plinii Starshii, okolo 134 g. do n.e. v sozvezdii Skorpiona nablyudalas' vspyshka novoi zvezdy. Zainteresovavshis' etim, krupneishii astronom drevnego mira Gipparh reshil perepisat' vse zvezdy, chtoby mozhno bylo obnaruzhit' poyavlenie novyh zvezd v budushem.

Znamenityi zvezdnyi katalog Gipparha naschityval okolo 500 zvezd. V nem ne tol'ko bylo opisano polozhenie zvezd v sozvezdiyah, no i ukazyvalos', kakaya iz nih i naskol'ko yarche ili slabee sosednih. Dlya etoi celi Gipparh raspredelil zvezdy na shest' klassov po ih blesku. Samye yarkie poluchili naimenovanie zvezd 1-i velichiny, a samye slabye vidimye glazom - 6-i. Zvezdy 2-i velichiny vyglyadeli slabee zvezd 1-i velichiny na stol'ko zhe, na skol'ko zvezdy 2-i velichiny vyglyadeli yarche zvezd 3-i velichiny i t. d.

Vposledstvii, uzhe v XIX v., vyyasnilos', chto takoe podrazdelenie zvezd po velichinam otrazhaet logarifmicheskii harakter vospriyatiya sily sveta chelovecheskim glazom: esli blesk zvezd oslabevaet v geometricheskoi progressii, to glaz eto oshushaet kak oslablenie svetovogo vozdeistviya v arifmeticheskoi progressii, t. e. kak ubyvanie bleska na postoyannuyu velichinu. Poskol'ku zvezdy 6-i velichiny na pyat' velichin slabee po blesku zvezd 1-i velichiny, prichem kolichestvo sveta, prihodyashee ot nih, razlichaetsya v sto raz, to iz etih ustanovlennyh nablyudeniyami faktov mozhno vychislit', chto znamenatel' geometricheskoi progressii, na kotorom Gipparh intuitivno osnoval sistemu zvezdnyh velichin, ravnyalsya 2.512. Inymi slovami, my poluchaem izmenenie na odnu velichinu pri umen'shenii bleska v 2.512 raza.

Itak, blesk v zvezdnyh velichinah - eto vyrazhenie v logarifmicheskoi shkale mery svetovoi energii zvezdy, prinimaemoi glazom v edinicu vremeni, a matematicheski - eto velichina, proporcional'naya logarifmu osveshennosti.

Pust' osveshennost', sozdavaemaya pervoi zvezdoi, budet E₁, a vtoroi - E₂. Togda raznost' ih bleska v zvezdnyh velichinah budet vyrazhat'sya tak nazyvaemoi formuloi Pogsona: m₁ - m₂ = - 2.5 lg E₁/E₂, gde m₁ - zvezdnaya velichina pervoi, a m₂ - vtoroi zvezdy.

Eto prostoe sootnoshenie mezhdu zvezdnymi velichinami i osveshennostyami sostavlyaet osnovu zvezdnoi fotometrii, t.e. metodov tochnogo izmereniya bleska zvezd. Teper' astronomy umeyut izmeryat' blesk zvezd ochen' tochno, i zvezdnaya velichina zapisyvaetsya s odnim ili dvumya znakami posle zapyatoi i otmechaetsya znachkom ^m.

V 1610 g. Galilei vpervye napravil na nebo teleskop. S etogo momenta nachalas' triumfal'naya epoha teleskopicheskoi astronomii. V teleskopy astronomy uvideli beschislennye mnozhestva zvezd, byvshih ranee neizvestnymi iz-za slabogo bleska. Vyyasnilas' priroda Mlechnogo Puti. Eta svetyashayasya polosa, kak by poyasom ohvatyvayushaya nebo, okazalas' sostoyashei iz slabyh zvezd. Dal'neishee izuchenie Mlechnogo Puti pokazalo, chto nashe Solnce i vse vidimye prostym glazom zvezdy tozhe prinadlezhat etomu bol'shomu oblaku zvezd, nazyvaemomu teper' Galaktikoi (ot grecheskogo galaktos - mlechnyi).

Okolo stoletiya nazad nachali primenyat' fotografirovanie nebesnyh svetil. Teleskop stal sluzhit' gigantskim fotoapparatom. Okazalos', chto fotografirovanie sochetaet cenneishie kachestva, kakimi ne obladayut dazhe mnogie noveishie sredstva nablyudenii. Ono pozvolyaet bystro, dokumental'no tochno i podrobno zaregistrirovat' yavlenie i okruzhayushie ego detali. Drugie novye sredstva nablyudenii: spektroskopiya, fotoelektronika, televizionnaya i radioastronomicheskaya tehnika - naibolee uspeshno primenyayutsya sovmestno s fotografiei.

S poyavleniem fotografii opredelenie bleska zvezd stalo provodit'sya fotograficheskim sposobom. Odnako sleduet otmetit', chto nash glaz, fotoplastinki i fotoelementy po-raznomu chuvstvitel'ny k sinim, zheltym i drugim lucham. Glaz, naprimer, luchshe vosprinimaet zheltye, a fotoplastinka - sinie, a u fotoelementov chuvstvitel'nost' k cvetu izlucheniya zavisit ot himicheskogo sostava veshestva fotoelementa.

V rezul'tate poluchaetsya, chto zvezdy golubovatogo cveta na snimkah vyhodyat bolee yarkimi po blesku, chem oni oceneny s pomosh'yu glaza. Chtoby uchest' eto razlichie, fotografirovanie zvezd provodyat na izopanhromaticheskih plastinkah so special'nymi zheltymi svetofil'trami, pozvolyayushimi imitirovat' "vizual'noe" cvetovospriyatie, harakternoe dlya glaza. Blesk bol'shinstva svetil seichas izmeren v sinih luchah v tak nazyvaemyh fotograficheskih zvezdnyh velichinah v otlichie ot ocenok v zheltyh luchah (vizual'nye zvezdnye velichiny). Raznost' fotograficheskoi i vizual'noi zvezdnyh velichin svetila nazyvaetsya ego pokazatelem cveta. Dlya golubovatyh zvezd on otricatelen, dlya belyh blizok k nulyu, t. e, blesk takih zvezd v teh i drugih luchah odinakov. Dlya zheltyh i krasnyh zvezd pokazatel' cveta polozhitelen.

Nam teper' sleduet ogovorit', chto vspyshki novyh zvezd nablyudalis' i do Gipparha. Drevneishie iz doshedshih do nas svedenii o nih otnosyatsya, po-vidimomu, k chetvertomu tysyacheletiyu do nashei ery. V drevnie vremena vnimanie k neobychnym nebesnym yavleniyam bylo ne sluchainym. Togda sushestvovalo ubezhdenie, chto nebesnye yavleniya - eto znaki, predskazyvayushie vazhnye sobytiya v zhizni gosudarstv i lyudei. Nablyudenie za nebom nosilo harakter vazhnogo gosudarstvennogo meropriyatiya. Zametki drevnih astronomov, byvshih ponevole i astrologami, sluzhat istochnikom informacii o nebesnyh yavleniyah, proishodivshih mnogo vekov nazad.

V epohu teleskopicheskoi astronomii byli obnaruzheny raznoobraznye po svoistvam zvezdy, izmenyayushie blesk. Oni poluchili nazvanie peremennyh. Novye zvezdy takzhe yavlyayutsya odnim iz klassov peremennyh zvezd. Vazhneishei harakteristikoi lyuboi peremennoi zvezdy yavlyaetsya tak nazyvaemaya krivaya bleska, t. e. grafik izmeneniya ee bleska so vremenem. Peremennye zvezdy po harakteru prichin peremennosti bleska podrazdelyayutsya na dve gruppy: na fizicheskie peremennye i zatmennye peremennye. U pervyh izmenenie bleska vyzvano vnutrennimi fizicheskimi prichinami, vtorye zhe yavlyayutsya raznovidnost'yu tak nazyvaemyh dvoinyh zvezd.

Fizicheskie peremennye po harakteru podrazdelyayutsya na tri gruppy: pul'siruyushie, eruptivnye i vzryvnye. Pul'siruyushie zvezdy periodicheski izmenyayut blesk, chto otrazhaet kolebaniya razmerov ih gazovyh sharov. Naibolee vazhnyi klass pul'siruyushih zvezd - cefeidy, pul'saciya kotoryh otlichaetsya strogoi periodichnost'yu. Nablyudeniyami obnaruzheno, chto chem dlinnee period izmeneniya bleska cefeidy, tem bol'she moshnost' ee izlucheniya. Poetomu po vidimomu blesku i dline perioda pul'sacii cefeidy mozhno opredelyat' rasstoyanie do nee.

K eruptivnym peremennym otnosyatsya zvezdy, prozhivshie maluyu dolyu svoei zhizni, s neregulyarnymi vo vremeni i po velichine izmeneniyami bleska vsledstvie proishodyashih v nih vzryvnyh processov umerennoi sily (erupcii).

Nakonec, vzryvnye peremennye, kotorym posvyashena eta kniga, eto zvezdy "na sklone let", v kotoryh proishodyat vnezapnye osvobozhdeniya bol'shogo kolichestva energii v mehanicheskoi i teplovoi formah (vzryvy), chto na nekotoroe vremya vo mnogo raz uvelichivaet ih blesk. V poryadke ubyvaniya moshnosti vspyshki razlichayut: sverhnovye, novye, karlikovye novye ili peremennye tipa U Bliznecov i novopodobnye peremennye. Vspyshki zvezd treh poslednih klassov nosyat ciklicheskii harakter, t. e. mogut povtoryat'sya cherez nekotorye promezhutki vremeni.

Ostanovimsya teper' na dvoinyh zvezdah. Po sposobu vyyavleniya ih dvoistvennosti oni podrazdelyayutsya na vizual'no-dvoinye, spektral'no-dvoinye i zatmennye peremennye. I sputnik, i glavnaya zvezda v vizual'no-dvoinoi sisteme vidny v teleskop. Nablyudeniya za nimi v techenie mnogih let pozvolyayut rasschitat' orbitu dvizheniya sputnika okolo glavnoi zvezdy, a po orbite opredelit' massy obeih zvezd. Eto edinstvennyi pryamoi put' opredeleniya mass zvezd v astronomii. Massa zhe zvezdy, kak my uvidim, samaya vazhnaya harakteristika, predopredelyayushaya vse sushestvovanie zvezdy.

Spektral'no-dvoinye zvezdy obrazuyutsya takimi blizkimi parami, chto prisutstvie dvuh zvezd mozhno obnaruzhit' tol'ko s pomosh'yu spektral'nyh priborov. My vstretimsya s nimi v glave IV, posvyashennoi ob'yasneniyu yavleniya novyh zvezd.

Osobuyu rol' v sovremennoi astronomii igrayut tak nazyvaemye tesnye dvoinye sistemy, poskol'ku odna iz zvezd takoi pary mozhet peretyanut' k sebe znachitel'nuyu chast' massy drugoi zvezdy. Takoi "zvezdnyi kannibalizm" imeet daleko idushie posledstviya, svyazannye s sud'bami etih zvezd, rentgenovskih istochnikov i, vozmozhno, nekotoryh tipov sverhnovyh zvezd.

Nakonec, zatmennye peremennye zvezdy. Eto - dvoinye zvezdy, kotorye pri svoem obrashenii po orbitam poocheredno zaslonyayut drug druga dlya nablyudatelya na Zemle, vsledstvie chego my vidim sistematicheskie kolebaniya bleska, a takzhe chasto i spektral'no-dvoinuyu peremennost'.

Spektral'nyi analiz

S konca proshlogo veka vazhnym sredstvom issledovaniya nebesnyh svetil stal spektral'nyi analiz. S ego pomosh'yu polucheny svedeniya o prirode svetil, ih dvizhenii, razvitii i himicheskom sostave.

Spektral'nyi analiz osnovan na svoistve sveta razlagat'sya na sostavlyayushie ego cvetovye luchi, t. e. v spektr. Po zritel'nomu oshusheniyu my razlichaem v spektre sem' osnovnyh cvetov: krasnyi, oranzhevyi, zheltyi, zelenyi, goluboi, sinii, fioletovyi, no v deistvitel'nosti nablyudaetsya perehod ot odnogo cveta k drugomu cherez promezhutochnye ottenki. Pochemu cveta v spektre raspolagayutsya v strogo opredelennom poryadke, ustanovleno issledovaniem prirody sveta. Bylo vyyasneno, chto svet predstavlyaet soboi rasprostranyayushuyusya v prostranstve smes' elektromagnitnyh kolebanii, kazhdoe iz kotoryh imeet svoi period i sootvetstvuyushuyu emu dlinu volny. Dliny voln v spektre prinyato izmeryat' v special'nyh edinicah - angstremah ( $\AA$ ), sostavlyayushih odnu stomillionnuyu chast' santimetra. V vidimom spektre dliny voln umen'shayutsya ot krasnyh (okolo 7000 $\AA$ ) do fioletovyh (okolo 4000 $\AA$ ). Dliny voln ostal'nyh cvetov zaklyucheny mezhdu nimi. K vidimym lucham primykayut nevidimye: koroche 4000 $\AA$ - ul'trafioletovye i dlinnee 7000 $\AA$ - infrakrasnye (ris. 1).

Ris. 1. Shkala elektromagnitnyh voln i "okna prozrachnosti" zemnoi atmosfery.

Razlagayut svet v spektr spektral'nye pribory, vazhneishaya detal' kotoryh-steklyannaya prizma ili difrakcionnaya reshetka. Svet v prizme prelomlyaetsya, prichem luchi s bol'shei dlinoi voln otklonyayutsya ot pervonachal'nogo napravleniya men'she, chem luchi s korotkoi dlinoi volny. Razdelivshiesya luchi popadayut v zritel'nuyu trubu ili fotokameru.

Spektral'nye issledovaniya nebesnyh tel osnovany na zakonah izlucheniya. Pri razogrevanii tel povyshaetsya ih temperatura. U tverdyh tel ona predstavlyaet soboi meru kolebatel'noi energii ih atomov, a u zhidkih i gazoobraznyh - meru kineticheskoi energii svobodnyh atomov i molekul. U nagretyh tverdyh i zhidkih tel izluchenie imeet plavnyi, nepreryvnyi po dlinam voln spektr. Yarkost' togo ili inogo uchastka spektra harakterizuet kolichestvo izluchaemoi telom energii na etoi dline volny. Naprimer, u tel, nagretyh do 4000 K, naibolee yarkim budet krasnyi uchastok spektra, a po mere dal'neishego povysheniya temperatury yarche ego stanovyatsya posledovatel'no drugie uchastki spektra. U tel, nagretyh vyshe 7000 K, izluchenie vsego yarche v ul'trafioletovyh luchah. Glaz ne razlichaet eti luchi, zato ih chuvstvuyut fotoelementy i fotoemul'sii. Naprimer, obychnye fotoplastinki vosprinimayut izlucheniya s dlinami voln ot 2000 $\AA$ . No imeyutsya special'nye sorta fotoplastinok i tak nazyvaemye fotosoprotivleniya, kotorye vosprinimayut infrakrasnye izlucheniya, a eshe bolee dlinnovolnovye izlucheniya izmeryayutsya termoelementami i radiopriemnymi apparatami.

Sploshnye spektry izluchayut tol'ko tverdye i zhidkie nakalennye tela. U gazoobraznyh tel spektry sovsem inogo haraktera. Delo v tom, chto nagretoi gaz izluchaet svet v uzkih uchastkah spektra, imeyushih vid yarkih linii, nazyvaemyh spektral'nymi. Eto ochen' vazhnoe svoistvo spektrov gazov, pozvolivshee raznostoronne issledovat' gazoobraznye nebesnye tela - zvezdy, tumannosti i atmosfery planet.

Pochemu gazy izluchayut spektral'nye linii, ob'yasnila kvantovaya teoriya izlucheniya. Atomy pogloshayut i otdayut (izluchayut) energiyu strogo opredelennymi porciyami (kvantami). Chem bol'she porciya, tem v bolee vozbuzhdennom sostoyanii okazyvaetsya atom, poglotivshii energiyu. Napomnim, chto sam atom, kak izvestno iz fiziki, predstavlyaet soboi sistemu, sostoyashuyu iz yadra i oblaka elektronov. Process poglosheniya porcii energii sostoit v tom, chto ee poluchaet odin samyi udalennyi ot yadra elektron. Chem bol'she kvant energii, tem nezavisimee vedet sebya etot elektron po otnosheniyu k atomu. Tot i drugoi nahodyatsya, kak govoryat, v vozbuzhdennom sostoyanii. Esli kvant, zahvachennyi elektronom, dostatochno velik, to elektron mozhet sovsem otorvat'sya ot atoma: proishodit ionizaciya. Atom, poteryav elektron, stanovitsya polozhitel'no zaryazhennym ionom (odin raz ionizovannym), a elektron - svobodnym. V ostal'nyh sluchayah energii kvanta na ionizaciyu atoma ne hvataet i cherez schitannye doli sekundy atom (ego elektron) otdaet porciyu energii v vide izlucheniya. Energiya mozhet otdavat'sya odnoi bol'shoi porciei ili neskol'kimi malymi, kotorym sootvetstvuyut opredelennye dliny voln, t. e. spektral'nye linii. Eta linii my i issleduem v spektrah gazoobraznyh tel.

Raspredelenie energii izlucheniya po nepreryvnomu spektru i ego zavisimost' ot temperatury izluchayushego tela ustanavlivayutsya zakonom Planka. Grafik vyrazhaemoi im zavisimosti dlya neskol'kih temperatur i grafik raspredeleniya energii v spektre Solnca privedeny ris. 2. S zakonom Planka tesno svyazan zakon Stefana, opredelyayushii sootnoshenie mezhdu temperaturoi istochnika i polnym kolichestvom energii, prohodyashim cherez kvadratnyi santimetr ego izluchayushei poverhnosti (eta velichina nosit nazvanie polnogo potoka izlucheniya). Polnyi potok izlucheniya soglasno zakonu Stefana proporcionalen chetvertoi stepeni temperatury izluchayushego tela.

Ris. 2. Hod intensivnosti plankovskogo (teplovogo) izlucheniya po spektru dlya chetyreh temperatur i dlya izlucheniya po spektru Solnca. Strelkami oboznacheny maksimumy intensivnosti (po vertikali - otnositel'naya intensivnost').

No deistvitel'nye zakonomernosti izlucheniya nebesnyh svetil bolee slozhny, chem zakon Planka. Vo vnutrennih sloyah zvezd etot zakon soblyudaetsya neuklonno, no izluchenie ottuda k nam pryamo ne prihodit, a pogloshaetsya atomami naruzhnyh sloev zvezdy. Velichina zhe etogo poglosheniya v sil'noi stepeni zavisit ot himicheskogo sostava i temperatury izluchayushih sloev zvezdy. I hotya raspredelenie po spektru vyhodyashei iz zvezdy energii otlichaetsya ot zakona Planka, my mozhem po nemu naiti znachenie polnogo potoka izlucheniya i s pomosh'yu zakona Stefana vychislit' sootvetstvuyushuyu etomu potoku temperaturu. Eta temperatura nosit nazvanie effektivnoi temperatury i harakterizuet nagrev izluchayushei zvezdnoi poverhnosti.

Eshe odin vazhnyi zakon svyazyvaet izluchenie i pogloshenie sveta gazami. Esli gaz pomestit' pered bolee goryachim istochnikom s nepreryvnym spektrom izlucheniya, to na fone yarkogo sploshnogo spektra poyavyatsya temnye spektral'nye linii poglosheniya nashego gaza - te zhe samye, chto ranee byli vidny v spektre gaza kak yarkie spektral'nye linii (zakon Kirhgofa). Poetomu obnaruzhenie teh ili inyh linii poglosheniya v spektre zvezdy ukazyvaet na prisutstvie v nei himicheskih elementov, kotorym oni prinadlezhat. Pravda, otsutstvie spektral'nyh linii togo ili inogo elementa eshe ne oznachaet, chto ego net v zvezdnoi obolochke. Prosto v zvezde mogut byt' takie usloviya, chto linii elementa ves'ma slaby i poetomu nezametny.

S pomosh'yu zakona Kirhgofa astronomy analiziruyut stroenie zvezdnyh obolochek i ih himicheskii sostav.

Intensivnost' spektral'nyh linii poglosheniya zavisit ne tol'ko ot chisla atomov dannogo elementa, no i ot temperatury i plotnosti sloev zvezdnoi atmosfery, gde oni obrazuyutsya. Po intensivnosti linii mozhno ustanovit' poetomu temperaturu, plotnost' i drugie harakteristiki zvezdnyh atmosfer.

Ochen' vazhnuyu rol' v spektral'nom analize igraet effekt Doplera. On zaklyuchaetsya v tom, chto esli istochnik izlucheniya dvizhetsya k nam, to dliny voln spektral'nyh linii v ego spektre umen'shayutsya, a esli udalyaetsya, to uvelichivayutsya. Smeshenie spektral'nyh linii, takim obrazom, harakterizuet skorost' dvizheniya istochnika po napravleniyu lucha zreniya. Etu skorost' nazyvayut luchevoi skorost'yu svetila $\upsilon$ . Vyrazhennaya v kilometrah v sekundu, ona proporcional'na smesheniyu dliny volny nablyudaemoi linii po sravneniyu s ee dlinoi volny $\lambda_0$ v nepodvizhnom istochnike:

$\upsilon = c (\lambda - \lambda_0)/ \lambda_0$
gde s - skorost' sveta.

Ispol'zuya effekt Doplera, astronomy izmerili tysyachi luchevyh skorostei zvezd, gazovyh tumannostei n ih detalei, vnegalakticheskih ob'ektov, vyyasnili zakonomernosti dvizhenii zvezd i vrasheniya zvezdnyh sistem, nashli massy zvezdnyh skoplenii i galaktik. Krome togo, issledovanie luchevyh skorostei dalekih galaktik igraet vazhnuyu rol' v izuchenii obshih zakonomernostei Vselennoi v celom.

Po harakteru spektrov zvezdy delyatsya na spektral'nye klassy (ris. 3), kotorye razlichayutsya mezhdu soboi intensivnostyami vazhneishih spektral'nyh linii poglosheniya. Kazhdyi klass podrazdelyaetsya na desyat' podklassov, i vse vmeste oni obrazuyut sploshnuyu posledovatel'nost' ot klassa 05 do klassa M9, vdol' kotoroi vmeste s izmeneniem intensivnosti linii izmenyayutsya takzhe i effektivnye temperatury, cvet i ryad drugih fizicheskih harakteristik zvezd.

Ris. 3. Spektry zvezd osnovnyh spektral'nyh klassov.
Otmecheny harakternye spektral'nye linii vodoroda ( $H_\varepsilon$ , $H_\delta$ , $H_\gamma$ ), ne ionizovannogo i ionizovannogo kal'ciya (SaI i SaII) i polosy okisi titana (TiO). Rezkie linii SaII v spektre goryachei zvezdy klassa O6 imeyut mezhzvezdnoe proishozhdenie i ne otnosyatsya k atmosfere zvezd>.

Zvezdy klassov O, B i A nazyvayut goryachimi, F i G-zvezdami klassa Solnca, a K i M-holodnymi.

Linii mnogih ionizovannyh elementov v spektrah zvezd okazyvayutsya chuvstvitel'nymi k stepeni razrezhennosti zvezdnyh atmosfer, poetomu oni intensivnee v razrezhennyh atmosferah zvezd, yavlyayushihsya po razmeram sverhgigantami. Na etom osnovano opredelenie razmerov i moshnosti izlucheniya zvezd po ih spektram.

V tabl. 1 dany harakteristiki spektrov zvezd osnovnyh klassov, znakomstvo s kotorymi my prodolzhim dalee.

Tablica 1. Harakteristiki zvezd glavnyh spektral'nyh klassov
Spektral'nyi klass	Cvet zvezdy	Temperatura poverhnosti, K	Naibolee zametnye detali v spektre zvezdy
O	Goluboi	45000	Linii ionizovannogo geliya
B	Golubovato-belyi	30000	Linii neitral'nogo geliya
A	Belyi	11000	Linii vodoroda
F	Svetlo-zheltyi	7500	Linii vodoroda i ionizovannogo kal'ciya
O	Zheltyi	6000	Te zhe
K	Oranzhevyi	5000	Linii ionizovannogo kal'ciya
M	Krasnyi	3600	Polosy okisi titana

Rasstoyaniya do zvezd

Nahodyas' na Zemle, astronomy mogut izmeryat' tol'ko vidimyi blesk zvezd i uglovye rasstoyaniya mezhdu nimi. Chtoby ustanovit' lineinye razmery, moshnost' izlucheniya i razmeshenie zvezd v prostranstve, nuzhno umet' nahodit' rasstoyanie do nih. Odnako v astronomii net edinogo, kak govoryat, universal'nogo sposoba opredeleniya rasstoyanii. Po mere perehoda ot blizkih svetil k dalekim odin sposob smenyaetsya drugim, tak chto dlya opredeleniya rasstoyaniya do ochen' dalekih ob'ektov prihoditsya, v sushnosti, proiti stupen'ki celoi lestnicy sposobov. Pervaya stupen'ka - opredelenie srednego rasstoyaniya ot Solnca do Zemli (ego nazyvayut eshe astronomicheskoi edinicei dliny). Do nedavnego vremeni dlya vychisleniya etogo rasstoyaniya trebovalos' izmerit' geodezicheskimi sredstvami radius Zemli. Seichas po radiolokacionnym izmereniyam rasstoyanii do planet i po nablyudeniyam za dvizheniem mezhplanetnyh stancii astronomicheskaya edinica opredelyaetsya ochen' tochno i naidena ravnoi 149.6 mln. km.

Dlya opredeleniya rasstoyanii do zvezd v astronomii ispol'zuetsya mera dliny bolee krupnaya, chem astronomicheskaya edinica. Ee nazyvayut parsekom (ps), ona soderzhit 206265 astronomicheskih edinic ili 30.8*10¹² km (chitaetsya: 30.8 trilliona km). Tysyacha parsekov sostavlyaet kiloparsek (kps), a million parsekov - megaparsek (Mps).

Rasstoyanie do samoi blizkoi ot Solnca zvezdy - Proksimy (chto v perevode s grecheskogo oznachaet "blizhaishaya") - v sozvezdii Centavra ravno 1.32 ps, t. e. 40.7 trilliona km.

Chasto ispol'zuetsya i eshe odna astronomicheskaya mera rasstoyanii - svetovoi god, t. e. put', kotoryi svet prohodit za god. On raven 9.46*10¹² km, ili 0.307 ps, drugimi slovami, 1 ps raven 3.26 svetovogo goda.

Ne budem zdes' ostanavlivat'sya na sposobah opredeleniya rasstoyanii do blizhaishih zvezd, podrobno opisannyh v knigah po elementarnoi astronomii, i ostanovimsya na sposobe, shiroko primenyaemom dlya ocenok rasstoyanii do dalekih zvezd. Eto - metod sravneniya vidimogo bleska i svetimosti zvezd. Svetimost'yu nazyvaetsya moshnost' vsei izluchaemoi svetilom energii. Vychislenie svetimosti v energeticheskih edinicah-zadacha slozhnaya i ne vsegda vypolnimaya. No, k schast'yu, dlya sravneniya svetimostei dostatochno znat' blesk svetil v vidimyh zvezdnyh velichinah m i rasstoyanie r do nih, vyrazhennoe v parsekah. V etom sluchae meroi svetimosti budut sluzhit' tak nazyvaemye absolyutnye zvezdnye velichiny.

Chtoby sravnit' svetimosti zvezd, ih nuzhno uslovno otnesti na odinakovoe rasstoyanie ot nablyudatelya. Eto rasstoyanie vybrano ravnym 10 ps. Osveshennosti, sozdavaemye odinakovymi istochnikami, soglasno zakonu osveshennostei, obratno proporcional'ny kvadratam rasstoyanii do istochnikov sveta. Sledovatel'no, esli zvezda na rasstoyanii r ot nablyudatelya imeet blesk m , to na rasstoyanii v 10 ps ona budet imet' blesk M, kotoryi sootvetstvuet izmeneniyu osveshennosti, sozdavaemoi zvezdoi, v (10/r )² raz. Podstaviv teper' eti sootnosheniya v formulu Pogsona, poluchim takoe vyrazhenie dlya M:

M = m + 5 - 5lg r.
Zvezdnaya velichina M, kotoruyu imeet svetilo na rasstoyanii 10 ps ot nablyudatelya, i nazyvaetsya ego absolyutnoi zvezdnoi velichinoi.

Iz poslednei formuly mozhno naiti i rasstoyanie r v parsekah, esli izvestny vidimaya m i absolyutnaya M zvezdnye velichiny svetila. Sleduet eshe otmetit', chto vidimye zvezdnye velichiny udalennyh ob'ektov oslablyayutsya ne tol'ko vsledstvie zakona padeniya osveshennostei, no eshe i iz-za poglosheniya sveta pylinkami, imeyushimisya v mezhzvezdnom prostranstve. Poetomu vidimaya zvezdnaya velichina svetila dolzhna byt' predvaritel'no ispravlena, Posle ispravleniya formula dlya opredeleniya rasstoyaniya budet takaya:

lg r = 0,2(m - M) + 1.

Takim obrazom, chtoby naiti rasstoyanie do svetila, nuzhno znat' ego absolyutnuyu velichinu. Imeetsya neskol'ko sposobov ocenit' ee. My uzhe upominali, chto period kolebanii bleska peremennyh zvezd - cefeid - tem dlinnee, chem bol'she ih absolyutnye velichiny. Sledovatel'no, sravnitel'no prostym sposobom - po dlitel'nosti perioda kolebanii bleska - my mozhem uznat' rasstoyanie do cefeidy i do togo skopleniya ili zvezdnoi sistemy, gde eta cefeida nahoditsya.

Esli zvezdy, absolyutnye velichiny kotoryh izvestny, sopostavit' s ih spektral'nymi klassami, to obnaruzhitsya sistematicheskoe ubyvanie absolyutnyh velichin bol'shinstva zvezd po mere perehoda ot goryachih klassov k holodnym, t. e. ot klassov O i B k klassam K i M (ris. 4). Eto bol'shinstvo, tak nazyvaemye obyknovennye zvezdy-karliki, obrazuet glavnuyu posledovatel'nost' na etoi diagramme. Nekotoraya chast' zvezd klassov F-M sohranyaet pochti odinakovye vysokie absolyutnye velichiny; eto - posledovatel'nost' zvezd-gigantov. Samye moshnye po svetimosti zvezdy, nazyvaemye sverhgigantami, vstrechayutsya chrezvychaino redko i imeyut samye razlichnye spektral'nye klassy. Nemnogo nizhe glavnoi posledovatel'nosti raspolagayutsya na diagramme zvezdy, nazyvaemye subkarlikami, a eshe nizhe - zvezdy osoboi kategorii, nazyvaemye belymi karlikami.

Ris. 4. Diagramma spektr - svetimost' (Gercshprunga - Ressela).
Na nizhnei gorizontal'noi ramke otmecheny spektral'nye klassy i temperatury zvezd glavnoi posledovatel'nosti, na verhnei ramke - to zhe dlya zvezd gigantov. Na levoi vertikal'noi ramke otmecheny absolyutnye velichiny zvezd, a na pravoi - svetimosti i massy zvezd, vyrazhennye v dolyah svetimosti i massy Solnca.

Graficheskaya zavisimost' mezhdu absolyutnymi velichinami i spektral'nymi klassami, izobrazhennaya na ris. 4, nosit nazvanie diagrammy Gercshprunga - Ressela po imeni astronomov, poluchivshih ee vpervye v nachale tekushego veka. Po gorizontal'noi osi na nei otkladyvayutsya spektral'nye klassy (a inogda cvet ili temperatura zvezd), a po vertikal'noi - absolyutnye velichiny zvezd (ili ih svetimosti). Kak my uvidim vposledstvii, diagramma Gercshprunga - Ressela pomogaet razobrat'sya v evolyucii zvezd. Krome togo, ona shiroko primenyaetsya i dlya opredeleniya rasstoyanii do zvezdnyh skoplenii.

Hotya karlikovye i gigantskie zvezdy mogut imet' odin i tot zhe spektral'nyi klass, vtorostepennye detali ih spektrov razlichny. Naprimer, u karlikov usileny linii vodoroda, togda kak u gigantov v spektrah intensivnymi stanovyatsya linii ionizovannyh atomov. Blagodarya etomu po intensivnosti linii okazalos' vozmozhnym ocenivat' absolyutnye velichiny zvezd, prinadlezhashih odnomu i tomu zhe spektral'nomu klassu. V etom i zaklyuchaetsya spektral'nyi sposob opredeleniya absolyutnyh velichin zvezd i rasstoyanii do nih. Etim sposobov naideny rasstoyaniya do mnozhestva dalekih ot nas zvezd.

Vvedenie | Oglavlenie | Glava II. Budni vselennoi

Publikacii s klyuchevymi slovami: novye zvezdy - Sverhnovye - ostatok Sverhnovoi - Pul'sar Publikacii so slovami: novye zvezdy - Sverhnovye - ostatok Sverhnovoi - Pul'sar
Sm. takzhe: Ostatok sverhnovoi tumannost' Rusalka Ostatok sverhnovoi CTA 1 Volokna ostatka sverhnovoi v Parusah Neobychnaya tumannost' Pa 30 Ozvuchennyi ostatok sverhnovoi tumannost' Meduza Ostatok sverhnovoi Simeiz 147 Udarnaya volna ot sverhnovoi v tumannosti Karandash Vse publikacii na tu zhe temu >>

Obsudit' etu publikaciyu

Versiya dlya pechati

Astrometriya - Astronomicheskie instrumenty - Astronomicheskoe obrazovanie - Astrofizika - Istoriya astronomii - Kosmonavtika, issledovanie kosmosa - Lyubitel'skaya astronomiya - Planety i Solnechnaya sistema - Solnce