Відстань до зірок. Для порівняно близьких зірок, віддалених на відстань, не перевищуючу кілька десятків парсек, відстань визначається методом параллакса. - презентация

1 Відстань до зірок

2 Для порівняно близьких зірок, віддалених на відстань, не перевищуючу кілька десятків парсек, відстань визначається методом параллакса. Він відомий більше 2 тис.р, а до зірок його стали застосовувати 160 р тому.

3 При яких вимірюються дуже малі кутові зміщення зірок при яких перегляд з різних точок земної орбіти, тобто різний час року.

4 Паралакси навіть най ближчих зірок менші 1". З поняттям паралакса повязана назва однієї з основних одениць в астрономії – парсек. Парсек – це відстань до уявних зірок, річний паралакс якої = 1": де R – відстань в парсеках, p – річний паралакс в секундах. 1 парсек = 3,26 світлового року = астрономічних одениць = 3, м. R=1/p

5 Метод паралакса являеться на даний момент найбільш точним способом виявлення відстані до зірок, але він не застосовується до зірок,які знаходяться від нас на відстані більше 300 пк. Дуже милі зміщення положешння зірок потрібно вимірювати – менше однієї сотої долі секунди дуги!

6 Відстань до зірок можна оцінити методом спектрального паралакса. Графік залежності відношення інтенсивності деяких пар спектральних ліній від абсолютної зіркової величини зірок будується по інтенсивності ліній в спектрах тих зірок, відстань до яких надійно визначено. Тому по спектральних лініях можна оцінити світимість зірки, а потім найти відстань до неї.

7 Оскільки паралакс завжди менший 1,,, то відстань до зірки

8 Сверхгигант в созвездии Скорпиона - Антарес

9 Спутник «Гиппарх» определял расстояния до звезд с высокой точностью

10 Гіппарх Найяскравіші зірки ще в давнину назвали зірками першої зіркової величини. В II столітті до нашої ери древньогрецький астроном Гіппарх склав каталог зірок,які можна бачити звичайним. Він запропонував розділити всі видимі зірки на шість класів. Найяскравіші з них Гіппарх назвав зірками першої зіркової величини,найслабші зірки – зірками шостої зіркової величини. Гіппарх

11

12 Навіть неозброєним оком помітно, що світ який нас оточує різноманітний. Зірки розрізняються між собою кольором,блиском. А досліди задопомогою телескопів показубть, що двох однакових зірок небуває.Їхні температури знаходяться в межах від К до К, маси відрізняються в сотні раз, а радіус – в міліарди…

13

14 Сузіря Особливу групу складають 12 сузір'їв, що входять у так званий пояс зодіаку. Тисячі років тому всі вони носили назви тварин ("зодіак" в перекладі з грецької "коло тварин"). Згодом ряд сузір'їв втратили "звірячу" назву, але термін зберігся і донині.

15 Зодіакальні сузіря Зодіакальні сузір'я ті, по яких у своєму річному переміщенні серед зірок рухається Сонце. Посередині поясу проходить екліптика видимий його шлях по небозводу. Кожне з сузір'їв Сонце проходить приблизно за місяць, після чого переходить у наступне. Звичайно, ні те сузір'я, де перебуває зараз Сонце, ні сусідні з ним у звичайних умовах побачити не можна, вони знаходяться на небі вдень. Зате опівночі добре видно зодіакальне сузір'я, діаметрально протилежне тому, де перебуває Сонце. Його воно досягне тільки через півроку.

16 Перелік зодіакальних сузірїв Перелік зодіакальних сузірїв Ось повний перелік зодіакальних сузір'їв та періодів часу, коли в них знаходиться Сонце: Овен (Aries) 21 березня 20 квітня Телець (Taurus) 21 квітня 21 травня Близнюки (Gemini) 22 травня 21 червня Рак (Cancer) 22 червня 22 липня Лев (Leo) 23 липня 22 серпня Діва (Virgo) 23 серпня 22 вересня Терези (Libra) 23 вересня 23 жовтня Скорпіон (Scorpius) 24 жовтня 22 листопада Стрілець (Saggitarius) 23 листопада 21 грудня Козеріг (Capricornus) 22 грудня 20 січня Водолій (Aquarius) 21 січня 17 лютого Риби (Pisces) 18лютого 20 березня

17 В поясі зодіаку частково лежить Змієносець, але його традиційно не відносять до зодіакальних сузір'їв. Розподіляти небо на сузір'я було зручно для астрономів. Межі сузір'їв і окремих зірок здавна наносилися на небесні карти, які служать з тією ж метою, що і звичайні земні: по них легко орієнтуватися серед зірок. В поясі зодіаку частково лежить Змієносець, але його традиційно не відносять до зодіакальних сузір'їв. Розподіляти небо на сузір'я було зручно для астрономів. Межі сузір'їв і окремих зірок здавна наносилися на небесні карти, які служать з тією ж метою, що і звичайні земні: по них легко орієнтуватися серед зірок.

18 В ІІІ ст. до н. е. грецькі астрономи звели назви сузір'їв в єдину систему, згодом запозичену і збережену європейською наукою, що особливо стосується зір Північної півкулі неба. Протягом століть карти зоряного неба неодноразово переінакшувалися. Астрономи змінювали обриси сузір'їв, деякі з них зовсім скасовували, придумували нові. В ІІІ ст. до н. е. грецькі астрономи звели назви сузір'їв в єдину систему, згодом запозичену і збережену європейською наукою, що особливо стосується зір Північної півкулі неба. Протягом століть карти зоряного неба неодноразово переінакшувалися. Астрономи змінювали обриси сузір'їв, деякі з них зовсім скасовували, придумували нові.

19 В епоху Великих географічних відкриттів стали відомими зорі Південної небесної півкулі і на картах з'явилися нові сузір'я. Їх назви не такі виразні, як у Північній півкулі, і зовсім не чіпають міфів: Летюча Риба, Хамелеон, Пава, Компас, Мікроскоп В епоху Великих географічних відкриттів стали відомими зорі Південної небесної півкулі і на картах з'явилися нові сузір'я. Їх назви не такі виразні, як у Північній півкулі, і зовсім не чіпають міфів: Летюча Риба, Хамелеон, Пава, Компас, Мікроскоп

20 У 1919 р. було організовано Міжнародний Астрономічний Союз - вищий законодавчий орган астрономів. Насамперед він упорядкував карти зоряного неба. Розглянувши всі коли- небудь, що існували пропозиції, він виключив з числа сузір'їв зовсім випадкові і невдалі, раз і назавжди затвердивши остаточний список сузір'їв (під ними стали розуміти не помітні групи зірок, а ділянки неба, до яких відносять всі зорі, яскраві й слабкі, що належать цим ділянкам).

21 Б Багато назв сузір'їв були спрощені. Замість Телескопа Гершеля, наприклад залишився на небі просто Телескоп, Хімічна Піч перетворилася в звичайну Піч, Повітряний Насос став Насосом, Різець Гравера - Різцем. Межі між сузір'ями були наново проведені: старі звивисті межі замінили рівними лініями, що йдуть уздовж ліній сітки небесних координат. Таким чином, зараз небо поділене на 88 сузір'їв, з яких 31 розташоване в Північній півкулі, 48 в Південній, а решта 9 (Риби, Кит, Оріон, Єдиноріг, Секстант, Діва, Змія, Змієносець та Орел) лежать по обидва боки від небесного екватора.

22 У кожному сузір'ї головні зірки мають певні позначення. В давні часи найпримітнішим зорям давали власні імена, багато з яких, головним чином грецькі та арабські, збереглися досьогодні. Так, кожна з семи зірок Великого Ківша має свою назву. Головна зірка Скорпіона, червоний Антарес (букв. "суперник Марса", Арес грецьке ім'я бога війни у римлян Марса) названа так тому, що коли чевона планета Марс і ця зоря опиняються на небі поряд, а таке іноді буває, то їх легко сплутати. Назву зорі Алголь ("демон", "вурдалак"), що в сузір'ї Персея, давні араби дали завдяки періодичній зміні її блиску, в чому бачили щось диявольське. Для того щоб розрізняти на небі всі інші зірки, користуються або буквеними, або числовими позначеннями. У кожному сузір'ї головні зірки мають певні позначення. В давні часи найпримітнішим зорям давали власні імена, багато з яких, головним чином грецькі та арабські, збереглися досьогодні. Так, кожна з семи зірок Великого Ківша має свою назву. Головна зірка Скорпіона, червоний Антарес (букв. "суперник Марса", Арес грецьке ім'я бога війни у римлян Марса) названа так тому, що коли чевона планета Марс і ця зоря опиняються на небі поряд, а таке іноді буває, то їх легко сплутати. Назву зорі Алголь ("демон", "вурдалак"), що в сузір'ї Персея, давні араби дали завдяки періодичній зміні її блиску, в чому бачили щось диявольське. Для того щоб розрізняти на небі всі інші зірки, користуються або буквеними, або числовими позначеннями.

23 У XVII ст. астрономи для позначення зірок в сузір'ях в порядку зменшення яскравості запровадили літери грецького алфавіту. Найяскравіша зірка в сузір'ї називалася α, наступна за яскравістю β, потім γ і.т. д. Але вийшло багато винятків: α Близнюків (Кастор) виявилась слабшою зірки β (Поллукс), в сузір'ї Оріона Рігель (α) яскравіша за Бетельгейзе (β), а найяскравіша зоря Пегаса позначена літерою ε, тим часом як зірка α (Маркаб) лише третя за блиском. У XVII ст. астрономи для позначення зірок в сузір'ях в порядку зменшення яскравості запровадили літери грецького алфавіту. Найяскравіша зірка в сузір'ї називалася α, наступна за яскравістю β, потім γ і.т. д. Але вийшло багато винятків: α Близнюків (Кастор) виявилась слабшою зірки β (Поллукс), в сузір'ї Оріона Рігель (α) яскравіша за Бетельгейзе (β), а найяскравіша зоря Пегаса позначена літерою ε, тим часом як зірка α (Маркаб) лише третя за блиском.

24 Але, природно, скромних можливостей 24 грецьких букв надовго не вистачило. І відтоді астрономи для позначення більш слабких зірок посилаються на їхні номери в зоряних каталогах, в яких тепер зареєстровані всі видимі неозброєним оком зорі і багато тих, що спостерігаються лише в телескоп. Але, природно, скромних можливостей 24 грецьких букв надовго не вистачило. І відтоді астрономи для позначення більш слабких зірок посилаються на їхні номери в зоряних каталогах, в яких тепер зареєстровані всі видимі неозброєним оком зорі і багато тих, що спостерігаються лише в телескоп.

25 Поступова деталізація у вивченні зірок привела до необхідності запровадити оцінку їх "видимої яскравості" блиску. Те, що зорі мають різний блиск, помітно навіть при першому погляді на зоряне небо: одні яскраві й одразу ж кидаються в очі, інші не так помітні, а деакі ледве видно. Умовну шкалу блиску ввів ще давньогрецький астроном Гіппарх. Така шкала зоряних величин діє і в наш час.

26 Система ґрунтується на властивості людського ока розрізняти інтенсивність світла джерел, які відрізняються яскравістю приблизно в 2,5 рази. Гіппарх найяскравішим зорям призначив першу зоряну величину, слабшим другу величину, ще слабшим третю…; зіркам на межі видимості неозброєним оком дали шосту зоряну величину. Виходило, що зорі шостої величини слабші зір першої в 97,66 раза. Для зручності англійський астроном Н. Р. Погсон в 1856 році запропонував вважати зірками шостої величини ті, які є слабшими зір першої величини рівно у 100 раз (тоді співвідношення блиску двох суміжних зоряних величин складе не 2,5, а 2,512, що, втім, не вплине на точність визначення). Таким чином, на будь-якому інтервалі шкали різниця в 5 зоряних величин означає зміну блиску в 100 раз. Аналогічно виражають зоряний блиск видимих тільки в телескоп зірок. Зараз відомі зорі 24-ї величини, що слабші зірок 1-ї десь в мільярд разів. Система ґрунтується на властивості людського ока розрізняти інтенсивність світла джерел, які відрізняються яскравістю приблизно в 2,5 рази. Гіппарх найяскравішим зорям призначив першу зоряну величину, слабшим другу величину, ще слабшим третю…; зіркам на межі видимості неозброєним оком дали шосту зоряну величину. Виходило, що зорі шостої величини слабші зір першої в 97,66 раза. Для зручності англійський астроном Н. Р. Погсон в 1856 році запропонував вважати зірками шостої величини ті, які є слабшими зір першої величини рівно у 100 раз (тоді співвідношення блиску двох суміжних зоряних величин складе не 2,5, а 2,512, що, втім, не вплине на точність визначення). Таким чином, на будь-якому інтервалі шкали різниця в 5 зоряних величин означає зміну блиску в 100 раз. Аналогічно виражають зоряний блиск видимих тільки в телескоп зірок. Зараз відомі зорі 24-ї величини, що слабші зірок 1-ї десь в мільярд разів.

27 Досліди показали, що блиск не може бути вираженим точно цілими значеннями величин, тому блиск більшості зірок має дробове значення, а зазначається він з латинською літерою m, наприклад: 2m,12; 3m,56 і т. д. Досліди показали, що блиск не може бути вираженим точно цілими значеннями величин, тому блиск більшості зірок має дробове значення, а зазначається він з латинською літерою m, наприклад: 2m,12; 3m,56 і т. д.

28 Точні вимірювання виявили, що є зорі, яскравіші за зорі першої величини. Їх назвали зірками нульової зоряної величини:Вега (α Ліри) має блиск 0m,14m, Альтаїр (α Орла) 0m,89, Рігель (β Оріона) 0m,34. Але дві зорі ще яскравіші. Канопус (α Кіля) та Сіріус (α Великого Пса) мають від'ємні зоряні величини, -0m,89 і -1m,58 відповідно. Точні вимірювання виявили, що є зорі, яскравіші за зорі першої величини. Їх назвали зірками нульової зоряної величини:Вега (α Ліри) має блиск 0m,14m, Альтаїр (α Орла) 0m,89, Рігель (β Оріона) 0m,34. Але дві зорі ще яскравіші. Канопус (α Кіля) та Сіріус (α Великого Пса) мають від'ємні зоряні величини, -0m,89 і -1m,58 відповідно.

29 В зоряних величинах можна також виразити блиск Сонця (-26m.8), Місяця (-12m,7 у повню) та планет. В астрономії існує ще цілий ряд шкал зоряних величин, які використовують в залежності від мети досліджень:фотоелектрична, фотографічна та інші.

30 Зоряні величини Зорі найпоширеніший тип небесних тіл у Всесвіті. Зір до 6-ї зоряної величини налічується близько 6000, до 11-ї зоряної величини приблизно мільйон, а до 21-ї зоряної величини їх на всьому небі близько 2 млрд. Усі вони, як і Сонце, є розжареними самосвітними газовими кулями, в надрах яких виділяється колосальна енергія. Однак зорі навіть у найсильніші телескопи видно як світні точки, бо вони знаходяться дуже далеко від нас Зорі найпоширеніший тип небесних тіл у Всесвіті. Зір до 6-ї зоряної величини налічується близько 6000, до 11-ї зоряної величини приблизно мільйон, а до 21-ї зоряної величини їх на всьому небі близько 2 млрд. Усі вони, як і Сонце, є розжареними самосвітними газовими кулями, в надрах яких виділяється колосальна енергія. Однак зорі навіть у найсильніші телескопи видно як світні точки, бо вони знаходяться дуже далеко від нас

31 1. Річний паралакс і відстані до зір. Радіус Землі виявляється надто малим, щоб бути базисом для вимірювання паралактично­го зміщення зір і для визначення відстаней до них. Ще в часи Коперника було зрозуміло, що коли Земля справді обертається навколо Сонця, то видимі положення зір на небі повинні зміню­ватися. За півроку Земля переміщується на величину діаметра своєї орбіти. Напрями на зорю з протилежних точок цієї орбіти мають розрізнятися. Інакше кажучи, у зір повинен бути помітний річний паралакс (мал. 72).

32 Річним паралаксом зорі р називається кут, під яким із зорі можна було б бачити велику піввісь земної орбіти (що дорів­нює 1 а. о.), перпендикулярну до променя зору. Чим більша відстань І) до зорі, тим менший її паралакс. Паралактичне зміщення положення зорі на небі протягом року відбувається по малому еліпсу або колу, якщо зоря знаходиться в полюсі екліптики (див. мал. 72).

33 Коперник намагався, але не зміг виявити паралакс зір. Він правильно твердив, що зорі надто далеко від Землі, щоб існуючи­ми тоді приладами можна було помітити їх паралактичне змі­щення. Коперник намагався, але не зміг виявити паралакс зір. Він правильно твердив, що зорі надто далеко від Землі, щоб існуючи­ми тоді приладами можна було помітити їх паралактичне змі­щення.

34 Мал. Річні паралакси зір Надійно виміряти річний па­ралакс зорі Веги вперше вда­лося в 1837 р. російському ака­деміку В. Я. Струве. Майже одночасно з ним в інших краї­нах визначили паралакси ще двох зір, однією з яких була « Центавра. Ця зоря, яку в СРСР не видно, виявилася найближчою до нас, її річний паралакс р = 0,75". Під таким кутом неозброєному оку видно дротинку товщиною 1 мм з від­стані 280 м. Не дивно, що так довго не могли помітити в зір настільки малі кутові зміщення. Мал. Річні паралакси зір Надійно виміряти річний па­ралакс зорі Веги вперше вда­лося в 1837 р. російському ака­деміку В. Я. Струве. Майже одночасно з ним в інших краї­нах визначили паралакси ще двох зір, однією з яких була « Центавра. Ця зоря, яку в СРСР не видно, виявилася найближчою до нас, її річний паралакс р = 0,75". Під таким кутом неозброєному оку видно дротинку товщиною 1 мм з від­стані 280 м. Не дивно, що так довго не могли помітити в зір настільки малі кутові зміщення.

35 Відстань до найближчої зорі а Центавра D = ": 0,75" = а. о. Світло проходить цю відстань за 4 роки, тоді як від Сонця до Землі воно йде лише 8 хв, а від Місяця близько 1, с. 'Відстань, яку світло проходить протягом року, називається світловим роком. Цю одиницю використовують для вимірю­ вання відстані поряд з п ар с е к о м (пк). Відстань до найближчої зорі а Центавра D = ": 0,75" = а. о. Світло проходить цю відстань за 4 роки, тоді як від Сонця до Землі воно йде лише 8 хв, а від Місяця близько 1, с. 'Відстань, яку світло проходить протягом року, називається світловим роком. Цю одиницю використовують для вимірю­ вання відстані поряд з п ар с е к о м (пк).

36 Парсек відстань, на яку велику піввісь земної орбіти, пер­пендикулярну до променя зору, видно під кутом І". Відстань у парсеках дорівнює обереній величині річного пара­лакса, вираженого в секундах дуги. Наприклад, відстань до зорі а Центавра дорівнює 0,75" (3/4")> або 4/3 пк. 1 парсек = 3,26 світлового року = а. о. = км. Парсек відстань, на яку велику піввісь земної орбіти, пер­пендикулярну до променя зору, видно під кутом І". Відстань у парсеках дорівнює обереній величині річного пара­лакса, вираженого в секундах дуги. Наприклад, відстань до зорі а Центавра дорівнює 0,75" (3/4")> або 4/3 пк. 1 парсек = 3,26 світлового року = а. о. = км. або 4/3 пк. 1 парсек = 3,26 світлового року = 206265 а. о. = 3 1013 км. Парсек відстань, на яку велику піввісь земної орбіти, пер­пендикулярну до променя зору, видно під кутом І". Відстань у парсеках дорівнює обереній величині річного пара­лакса, вираженого в секундах дуги. Наприклад, відстань до зорі а Центавра дорівнює 0,75" (3/4")> або 4/3 пк. 1 парсек = 3,26 світлового року = 206265 а. о. = 3 1013 км.">

37 У наш час вимірювання річного паралакса є основним спосо­бом визначе'ння відстаней до зір. Паралакси виміряно вже для дуже багатьох зір. Вимірюванням річного паралакса можна надійно визначити відстані до зір, що знаходяться не далі 100 пк, або 300 світлових років. У наш час вимірювання річного паралакса є основним спосо­бом визначе'ння відстаней до зір. Паралакси виміряно вже для дуже багатьох зір. Вимірюванням річного паралакса можна надійно визначити відстані до зір, що знаходяться не далі 100 пк, або 300 світлових років.

38 2. Видима й абсолютна зоряна величина. Світність зір. Після того як астрономи дістали можливість визначати відстані до зір, було встановлено, що зорі відрізняються за видимою яскравістю не тільки через різні L відстані до них, а й через різну світність. Світністю зорі L називається потужність випромінювання світ­лової енергії порівняно з потужністю випромінювання світла Сонцем.

39 Якщо дві зорі однакової світності, то зоря, що знаходиться далі від нас, має меншу видиму яскравість. Порівнювати зорі за світністю можна лише в тому разі, якщо розрахувати їхню видиму яскравість (зоряну величину) для однієї і тієї самої стандартної відстані. Такою відстанню в астрономії прийнято вважати 10 пк.

40 Видима зоряна вецичица, яку мала б зоря, якби знаходилася від нас на стандартні відстан D0 = 10 пк, дістала назву абсо­лютної зоряної величини М. Розглянемо кількісне співвідношення видимої й абсолютної зоряних величин зорі при відомій відстані О до неї (або її паралаксі р). Пригадаємо спочатку, що різниця 5 зоряних величин від­повідає відмінності яскравості рівно в раз. Отже, різниця видимих зоряних величин двох джерел дорівнює одиниці, якщо одне з них яскравіше за друге рівно в ^100 раз (ця величина приблизно дорівнює 2,512). Чим яскравіше джере­ ло, тим його видима зоряна величина вважається меншою. У за­ гальному випадку відношення видимої яскравості двох будь-яких зір I1 : I2 пов'язане з різницею їх видимих зоряних величин m1, і m1 простим співвідношенням: І1 : І2 = 2,512 Видима зоряна вецичица, яку мала б зоря, якби знаходилася від нас на стандартні відстан D0 = 10 пк, дістала назву абсо­лютної зоряної величини М. Розглянемо кількісне співвідношення видимої й абсолютної зоряних величин зорі при відомій відстані О до неї (або її паралаксі р). Пригадаємо спочатку, що різниця 5 зоряних величин від­повідає відмінності яскравості рівно в раз. Отже, різниця видимих зоряних величин двох джерел дорівнює одиниці, якщо одне з них яскравіше за друге рівно в ^100 раз (ця величина приблизно дорівнює 2,512). Чим яскравіше джере­ ло, тим його видима зоряна величина вважається меншою. У за­ гальному випадку відношення видимої яскравості двох будь-яких зір I1 : I2 пов'язане з різницею їх видимих зоряних величин m1, і m1 простим співвідношенням: І1 : І2 = 2,512

41 Кінець Над роботою працював Гаркавченко Вадим