КУРС ЗАГАЛЬНОЇ АСТРОНОМІЇ - С. М. АНДРІЄВСЬКИЙ 2007

Частина VI

ФІЗИКА ЗІР І ТУМАННОСТЕЙ

Уявлення, за якими зорі — це далекі сонця, зародилося вже в Давній Греції. Однак, як здавалося, природа і цих далеких світил, і близького Сонця залишиться назавжди нез'ясованою. Так і повчав своїх учнів філософ Сократ (469—399рр. до н. е.): «Усе це назавжди залишиться таємницею для смертного, і, звичайно, самим богам сумно бачити намагання людини розгадати те, що вони назавжди приховали від неї...». А тому «усе, що вище від нас, те нас не стосується».

Через дві тисячі років те саме твердив французький філософ Огюст Конт (1798—1857): «Ми нічого не можемо дізнатися про зорі, крім того, що вони існують. Навіть їхня температура назавжди залишиться невизначеною...». Тому заняття астрономією — це «марна трата часу, яка не може дати ні корисних, ні цікавих результатів...».

Якраз за наступні сто років, усупереч песимістичним прогнозам Конта, вдалося з'ясувати основні проблеми, що стосуються природи зір і фізики процесів, які відбуваються в їхніх надрах та на поверхні. Балансуючи на грані можливого, астрономи крок за кроком освоюють царину, яка за Сократом мала бути назавжди «таємницею для смертного». Хоча не виключено, що завдяки введенню в дію нових наземних і орбітальних телескопів ці сторінки астрономії ще і ще доведеться переписувати заново. Такою є логіка розвитку науки.

Розділ 14

НОРМАЛЬНІ ЗОРІ

14.1. Відстані до зір

Кожну зорю можна схарактеризувати декількома параметрами. Це її маса M, світність L, радіус R, ефективна температура Теф, хімічний склад зоряної речовини. Однак мало що можна сказати про перші три характеристики, якщо невідома відстань до зорі r.

Раніше (див. підрозділ 4.8) введено поняття річного паралаксу зорі π — кута, під яким на відстані цієї зорі можна було б побачити радіус земної орбіти а. Там же наведено формулу (4.13), за якою можна обчислити відстань до зорі r, якщо річний паралакс π відомий. Для відстані, яка вимірюється в парсеках:

image1

Відстані до далеких зір, як правило, вимірюють в кілопарсеках: 1 кпк = 103 пк, відстані до галактик — у мегапарсеках: 1 Мпк = 106 пк. Нагадаємо, що 1 пк = 206 265 а. о. = 3,26 св. року = 3,0857·1013 км = 3,0857·1018 см.

До останнього часу вдавалося вимірювати зміщення достатньо близьких зір на їхньому загальному фоні до величини π = 0,005" ± 0,005", тобто з похибкою 0,005". Інакше кажучи, якщо річний паралакс конкретної зорі π = 0,01" ± 0,005", то можна стверджувати, що справжня відстань до неї лежить у межах від 67 пк до 200 пк.

Точність вимірювання відстаней вдалося істотно підвищити наприкінці XX століття завдяки функціюванню космічної обсерваторії Гіппаркос (Hipparcos). Відсутність впливу на якість зображень з боку земної атмосфери дозволила досягнути похибки 0,0005" — 0,0020". Паралакси були виміряні для 120 000 зір.

Таким чином, сьогодні методом тригонометричних паралаксів з певністю можна визначати відстані до зір при r < 1000 пк. Тим часом у Галактиці налічується більше 150 млрд. зір, поперечник її диска перевищує 120 000 св. років, тобто близько 37 000 пк. Зіставлення наведених тут чисел показує, наскільки малим є об'єм, досяжний сьогодні для безпосередніх вимірів відстаней астрометричним методом.

Визначення відстаней як у нашій Галактиці, так і за її межами, можливе також за допомогою формули (8.25). Видиму зоряну величину об'єкта m знаходять безпосередньо зі спостережень. Його ж абсолютну величину M визначають з певних узагальнених міркувань: по-перше, за особливостями спектра — зорі-гіганти і зорі-карлики мають добре визначені відмінності у вигляді спектральних ліній (тоді це метод спектральних паралаксів); по-друге, за приналежністю зорі до певного класу пульсуючих зір, для яких можна знайти значення абсолютної зоряної величини за періодом P зміни її блиску (остання характеристика з високою точністю визначається зі спостережень); по-третє, якщо так чи інакше обчислено M для типового об'єкта певної групи, то надалі приймають, що у всіх подібних об'єктів однакове значення M (наприклад, у якості індикаторів відстані використовуються Наднові зорі, більшість яких у максимумі блиску мають М = —19m, червоні гіганти, для яких приймається М = —2m, зорі типу RR Ліри, для яких М ≈ +0,5m та інші об'єкти); по-четверте, за відносним зміщенням зорі на небі протягом року, обумовленого рухом Сонячної системи у Галактиці. Величина такого зміщення в середньому тим більша, чим ближче до спостерігача перебуває спостережуваний об'єкт.

Для більшості з цих методів роль калібрувального відіграв метод тригонометричних паралаксів.

Розглянемо визначення абсолютної зоряної величини із залежності період-світність для цефеїд, існування якої було встановлено у 1908 році завдяки роботам американського астронома Генрієтти Лівітт (1868—1921). Якісно ця залежність показує, що чим більшим є період зміни блиску (тобто період пульсацій P) зорі, тим більшою є її середнє за період пульсації значення світності (а, отже, абсолютна зоряна величина M є меншою). Але для практичного використання залежності потрібно знати абсолютне значення M хоча б одної найближчої до Сонця цефеїди, щоб встановити так званий «нуль-пункт» і отримати кількісні характеристики співвідношення М = М(Р). Оскільки ж жодної цефеїди в безпосередній околиці Сонця немає (найближча до Сонця цефеїда — Полярна зоря розташована на відстані близько 100 пк, але вона має аномальні риси пульсаційної активності), то відстань до деяких з цих зір для калібрування залежності визначали тільки непрямими методами.

За результатами нещодавнього визначення тригонометричних паралаксів багатьох зір з борту космічної станції Гіппаркос, точність яких на порядок вища ніж та, яка може бути досягнута при спостереженнях із земної поверхні, з'явилася реальна можливість встановити досить надійні значення відстаней для деяких цефеїд і, таким чином, прокалібрувати залежність

період — світність (або період — абсолютна величина). Така прокалібрована залежність для галактичних цефеїд наведена на рис. 14.1.

image2

Рис. 14.1. Залежність період — абсолютна величина для цефеїд






Відвідайте наш новий сайт - Матеріали для Нової української школи - планування, розробки уроків, дидактичні та методичні матеріали, підручники та зошити

Віртуальна читальня освітніх матеріалів для студентів, вчителів, учнів та батьків.

Наш сайт не претендує на авторство розміщених матеріалів. Ми тільки конвертуємо у зручний формат матеріали з мережі Інтернет які знаходяться у відкритому доступі та надіслані нашими відвідувачами.

Всі матеріали на сайті доступні за ліцензією Creative Commons Attribution-Sharealike 3.0 Unported CC BY-SA 3.0 та GNU Free Documentation License (GFDL)

Якщо ви являєтесь володарем авторського права на будь-який розміщений у нас матеріал і маєте намір видалити його зверніться для узгодження до адміністратора сайту.

Дозволяється копіювати матеріали з обов'язковим гіпертекстовим посиланням на сайт, будьте вдячними ми приклали багато зусиль щоб привести інформацію у зручний вигляд.

© 2007-2019 Всі права на дизайн сайту належать С.Є.А.