Занятие № 17

карлик, самый горячий из известных, и планетарная туманность NGC 2440,

множество звезд, говорит, что они находятся на разном расстояние от

Земли.
  
В 1727г Дж. Брадлей (1693-1762, Англия), производя измерения координат γ Дракона с 14 декабря 1725г по 14 декабря 1726г определяет, что звезда описала эллипс с большой полуосью 20,4". Еще в течение года проверил на других звездах   вывод тот же,  все звезды в течение года описывают на небе эллипсы, - что доказывает годичное движение Земли вокруг Солнца [открыл аберрацию, 1726г].
   Это была первая в мире попытка определения параллакса звезды и впервые в качестве базиса использовал R земной орбиты = 146,9 млн.км =1 а.е.

Млечный путь в районе Южного Креста.

При этом приходится измерять ничтожно малые смещения звезд при их наблюдении с разных точек земной орбиты, т.е в разное время года.

(ближе 300пк), известный более 2000 лет назад, а впервые успешно

применен в 1837г.

Из Δ видно, что r = a/sinπ
Так как для звезд угол π очень мал (< 1˝), то переходим к радианной мере, учитывая что 1 рад =206265˝,

тогда r = 206265"a/π = 206265"/π а.е.

Расстояние до звезды , которое соответствует параллаксу = 1˝ называют парсеком, тогда r =1/π .

Впервые параллакс звезды был измерен к 8 февраля 1837г русским астрономом Василий Яковлевич Струве (1793-1864). Это была Вега (α Лиры).
После 17 измерений он определил ее параллакс в 0,125".

r

астрономических единицах, так и в парсеках и световых годах.

Из формулы

видно, что:

1пк = 206265а.е. ≈ 3,08.1013км
1св.год = 3.105км/с.365,25.24.3600с ≈ 9,46.1012км
тогда 1 пк ≈ 3,26 св.год
1кпк (килопарсек) = 103пк    1Мпк (мегапарсек) = 106пк

Параллакс даже самых близких звезд меньше 1",
то есть нет звезд к нам ближе 1 парсека.
Расстояние до ближайших к нам звезд:

Солнце 8,3 св.мин
Проксима Центавра 4,22 св.г
Толиман a-Центавра А 4,36 св.г a-Центавра B 4,36 св.г Звезда Бернарда 5,96 св.г
Вольф 359 7,78 св.г
Лаланд 21185 8,29 св.г

Сириус А 8,58 св.г Сириус B 8,58 св.г
Лейтен 726-8 A 8,72 св.г Лейтен 726-8 В 8,72 св.г
Росс 154 9,68 св.г
Росс 248 10,32 св.г

борту имел 29 см рефлектор с фокусным расстоянием 140 см.

КА работая на орбите 37 месяцев. Для обзора всего неба аппарат вращался вокруг своей оси с периодом 2h 05m , а ось вращения имела прецессионное движение с периодом 57 суток и амплитудой 43°. До 1993г с точностью до 0,001" определил параллаксы 118 218 звезд до 12,4m, находящихся от нас на расстоянии до 1000 пк.

По результатам его работы напечатан в июле 1997 году каталог Hipparcos (Перриман и др., 1997) являющимся одним из наиболее точных [на уровне 1 mas (milli arc second)], массовых каталогов положений, собственных движений и параллаксов 118 218 звезд. Кроме того составлен каталог Tycho, содержащий уже 1 058 332 звезд, с точностью измерения тех же параметров до 25 mas.
Gaia — космический телескоп Европейского космического агентства, преемник проекта Hipparcos. Предположительно будет выведен на орбиту в 2011г. Главная задача телескопа — составить подробную карту распределения звёзд нашей Галактики.

НЭ впервые ввел понятие звездной величины [magnitude - величина (лат),

обозначается m]. Считая, что чем ярче звёзды, тем они имеют больший размер. Берёт Вегу (α Лиры) за 1m, а еле видимые за 6m. К 125г до НЭ составил звёздный каталог из 1008 звёзд 48 созвездий.

Невооруженным глазом на небе можно насчитать около 6000 звезд.
С помощью телескопов – миллиарды звезд.
В 1603г Иоганн БАЙЕР (1572-1625, Германия) впервые обозначает звезды буквами греческого алфавита в порядке убывания их блеска.

Позже установили, что звездная величина характеризуется не размерами, а БЛЕСКОМ (яркость) - освещенность, создаваемая звездой на Земле. Шкалу Гиппарха сохранили.
Причем выяснилось, что
звезды 1m в 100 раз ярче звезды 6m.
    Обозначив X - разность в блеске на одну звездную величину, тогда X6-1=100 → X5=100,
отсюда lgX=0,4, или  X=2,512.

1-я звезда имеет m1 и I1, а 2-я звезда m2,

I2. Тогда, как установил в 1856г Н.Р. Погсон (1829-1891, Англия)
 

Блеск звезд и звездная величина бывает разная, даже отрицательная. Так самая яркая звезда неба Сириус имеет m=-1,46m, Солнце m=- 26,58m

Т.к. освещенность обратно пропорциональна квадрату расстояния I/I0=r02/r2
то получим 102/r2=2,512M-m, или логарифмируя получим:

Тогда формула Погсона примет вид I / I0=2,512М-m

     Но видимая звездная величина ничего не говорит о светимости звезд находящихся на разном расстоянии от нас. Для характеристики светимости (мощности излучения) применяют понятие абсолютной звездной величины (М) -видимой звездной величины звезды с расстояния в 10 пк.
Так наше Солнце имея m=-26,58m, с 10 пк выглядело бы как звезда М=4,84m.

На окраинах ММО, молодое звездное скопление NGC 602. Фото телескопа Хаббл

470 ∻ 500 нм – сине-зеленый;
λ = 500 ∻ 560

нм – зеленый;
λ = 560 ∻ 590 нм – желто-оранжевый
λ = 590 ∻ 760 нм –красный.

Распределение цветов в спектре =К О Ж З Г С Ф
Запомнить, например: Как Однажды Жак Звонарь Городской Сломал Фонарь.

В 1859г Г.Р.Кирхгоф (1824-1887, Германия) и Р.В.Бунзен (1811-1899, Германия) открыли спектральный анализ: газы поглощают те же длины волн, которые излучают в нагретом состоянии. У звезд на фоне сплошных спектров наблюдаются темные (фраунгоферовы) линии – это спектры поглощения.

В 1665г Исаак Ньютон (1643-1727) получил спектры солнечного излучения и объяснил их природу, показав, что цвет есть собственное свойство света.

В 1814г Йозеф фон ФРАУНГОФЕР (1787-1826, Германия) обнаружил, обозначил и к 1817г подробно описал 754 линии в солнечном спектре (названы его именем), создав в 1814г прибор для наблюдения спектров - спектроскоп.

Спектроскоп Кирхгофа-Бунзена

звездных закономерностей. По спектру звезды можно узнать ее светимость, расстояние

до звезды, температуру,

Изучение звездных спектров – это фундамент современной астрофизики.

Спектрограмма рассеянного скопления «Гиады».

Уильям ХЕГГИНС (1824-1910, Англия) астроном, первым применив спектрограф, начал спектроскопию звезд. В 1863г показал, что спектры Солнца и звезд имеют много общего и что их наблюдаемое излучение испускается горячим веществом и проходит через вышележащие слои более холодных поглощающих газов.

Комбинированный спектр излучения звезды. Сверху «естественное» (видимое в спектроскопе), снизу — зависимость интенсивности от длины волны.

размер, химический состав ее атмосферы, скорость вращения вокруг оси, особенности движения вокруг общего центра тяжести.

сотен ярких звезд.
Звезды имеют самые разные цвета.

У Арктура желто-оранжевый оттенок, Ригель бело-голубой, Антарес ярко-красный. Доминирующий цвет в спектре звезды зависит от температуры ее поверхности. Газовая оболочка звезды ведет себя почти как идеальный излучатель (абсолютно черное тело) и вполне подчиняется классическим законам излучения М.Планка (1858–1947), Й.Стефана (1835–1893) и В.Вина (1864–1928), связывающим температуру тела и характер его излучения. Закон Планка описывает распределение энергии в спектре тела и указывает, что с ростом температуры повышается полный поток излучения, а максимум в спектре сдвигается в сторону коротких волн.

Во время наблюдений звездного неба могли заметить, что цвет (свойство света вызывать определенное зрительное ощущение) звезд различен. Цвет и спектр звезд связан с их температурой. Свет разных длин волн возбуждает разные цветовые ощущения. Глаз чувствителен к длине волны, несущей максимальную энергию
  λмах=b/T (закон Вина, 1896г).

Подобно драгоценным камням звезды рассеянного скопления NGC 290 переливаются различными красками. Фото КТ им. Хаббла, апрель 2006г.

измерение температуры звезд произведено в 1909г германским астрономом Юлиус Шейнер

(1858-1913), проведя абсолютную фотометрию 109 звезд.

Температура определяется по спектрам с помощью закона Вина
λmax.Т=b, где b=0,289782.107Å.К - постоянная Вина.

Бетельгейзе (снимок телескопа им.Хаббла). В таких холодных звездах с Т=3000К преобладают излучения в красной области спектра. В спектрах таких звезд много линий металлов и молекул.

Большинство звезд имеют температуры
2500К <Т< 50000К

Звезда HD 93129A (созв. Корма) самая горячая – Т= 220000 К!
Самые холодные - Гранатовая звезда (m Цефея), Мира (o Кита) – Т= 2300К
e Возничего А - 1600 К.

первую спектральную классическую звезд по цвету: Белые, Желтоватые, Красные.

Гарвардская спектральная классификация впервые была представлена в Каталоге звездных спектров Генри Дрэпера (1837-1882, США), подготовленного под руководством Э.Пикеринга (1846–1919) к 1884г. Все спектры были расставлены по интенсивности линий (позже в температурной последовательности) и обозначены буквами в алфавитном порядке от горячих к холодным звездам: O B A F G K M. К 1924г окончательно была установлена Энной Кэннон (1863-1941, США) и издана каталогом в 9 томов на 225330 звезд- каталог HD.

У.Морганом и Ф.Кинаном в Йеркской обсерватории в 1943г, где спектры

расставлены как по температуре, так и по светимости звезд. Были дополнительно введены классы светимости, отмеченные римскими цифрами: Ia, Ib, II, III, IV, V и VI, соответственно указывающие на размеры звезд.

Дополнительными классами R, N и S обозначены спектры, похожие на K и M, но с иным химическим составом. Между каждыми двумя классами введены подклассы, обозначенные цифрами от 0 до 9. Например, спектр типа A5 находится посередине между A0 и F0. Дополнительными буквами иногда отмечают особенности звезд: «d» – карлик, «D» – белый карлик, «p» – пекулярный (необычный) спектр.

Наше Солнце относится к спектральному классу G2 V

светимостей через абсолютные М звездные величины (т.е. с расстояния в

10 пк). L1/L2=2,512 М2-М1.

Рассеянное скопление «Плеяды» содержит много горячих и ярких звезд, которые были сформированы в одно и то же время из газопылевого облака. Голубая дымка, сопутствующая «Плеядам», - рассеянная пыль, отражающая свет звезд.

Одни звезды светят ярче, другие - слабее. Светимость– мощность излучения звезды – полная энергия, излучаемая звездой в 1 секунду. [Дж/с=Вт] Звезды излучают энергию во всем диапазоне длин волн

L = 3,846.1026Вт/с

Сравнивая звезду с Солнцем, получим

 L/L=2,512 М-М, или lgL=0,4 (M -M)

Светимость звезд:
1,3.10-5L

Большую светимость имеют звезды-гиганты, меньшую - звезды-карлики.
Наибольшей светимостью обладает голубой сверхгигант - звезда Пистолет (созв. Стрельца - 10000000 L! Светимость красного карлика Проксимы Центавра около 0,000055 L.

≥2,5m, близких звезд, >50 измерено) с помощью интерферометра Майкельсона. Впервые

3декабря 1920г измерен угловой диаметр звезды Бетельгейзе (α Ориона) =  А. Майкельсон (1852-1931, США) и Ф. Пиз (1881-1938, США).
2) Через светимость звезды L=4πR2σT4 в сравнении с Солнцем.

Звезды за редчайшим исключением наблюдаются как точечные источники света. Даже в самые большие телескопы нельзя увидеть их диски.

По своим размерам, звезды делятся с 1953 года на:
Сверхгиганты  (I) Яркие гиганты  (II)
Гиганты    (III) Субгиганты   (IV)
Карлики главной последовательности  (V)
Субкарлики   (VI) Белые карлики   (VII)
Названия карлики, гиганты и сверхгиганты ввел Генри Рессел в 1913г, а открыл их в 1905г Эйнар Герцшпрунг, введя название "белый карлик".

Размеры звезд 10 км

Например: Красный гигант Гранатовая звезда m Цефея имеет диаметр 1,6 млрд.км; Звезды Лейтена и Вольф-475 меньше Земли, а нейтронные звезды 10 - 15 км.

- определение жизненного пути звезды.
Способы определения: 

1. Зависимость масса-светимость L≈m3,9
2. 3-й уточненный закон Кеплера в физически двойные системах

Теоретически масса звезд 0,005M

Самые легкие звезды находятся
в двойных системах:
Ross 614 компоненты имеют массы 0,11 и 0,07M,
Wolf 424 массы компонентов 0,059 и 0,051M,
LHS 1047 меньший компаньон весит 0,055 M.
Обнаружены "коричневые карлики" с 0,04 - 0,02M

Диаграмма «масса-светимость»

Фото КТ им. "Хаббла". Звезда Pismis 24-1 в центре туманности NGC 6357 в 8000 св.г. в созвездии Скорпиона – это три звёзды с массами порядка 70 солнечных.
Здесь же звёзда Pismis 24-17 имеет массу в 100 M.
На один гигант с массой в 65 M приходится 18000 звёзд, по размерам близких к Солнцу.

размеры значительно отличаются, поэтому и плотности их сильно различаются. Чем

больше размер звезды, тем меньше плотность.

Самая маленькая плотность у сверхгигантов: Антарес (α Скорпиона) R=750R , M=19M , ρ=6,4.10-5кг/м3
Бетельгейзе (α Ориона) R=800 R , M=17M , ρ=3,9.10-5кг/м3.

Средние плотности звезд изменяются в интервале от 10-6 г/см3 до 1014 г/см3 - в 1020 раз!

Очень большие плотности имеют белые карлики: Сириус В, R=0,02 R , M=M , ρ=1,78.108кг/м3,
но еще больше плотность нейтронных звезд.

линий), зависящего также от температуры, давления и плотности фотосферы, наличием

магнитного поля. Звезды состоят из тех же химических элементов, которые известны на Земле, но в основном из водорода и гелия (95-98% массы) и других ионизированных атомов, а у холодных звезд в атмосфере присутствуют нейтральные атомы и даже молекулы.

По мере повышения температуры состав частиц, способных существовать в атмосфере звезды, упрощается. Спектральный анализ звёзд классов О, B, A (Т от 50 000 до 10 0000С) показывает в их атмосферах линии ионизированных  водорода, гелия и ионы металлов, в классе К (50000С) обнаруживаются уже радикалы, а в классе М (38000С) - молекулы оксидов.

Химический состав звезды отражает влияние факторов: природы межзвездной среды и тех ядерных реакций, которые развиваются в звезде в течение ее жизни. Начальный состав звезды близок к составу межзвездной материи из которой возникла звезда.

Остатки сверхновой NGC 6995 - это горячий светящийся газ, образовавшийся после взрыва звезды 20-30 тысяч лет назад. Подобные взрывы активно обогащали пространство тяжелыми элементами из которых впоследствии образовывались планеты и звезды следующего поколения