Файл: Уллерих К. Ночи у телескопа путеводитель по звездному небу.pdf
ВУЗ: Не указан
Категория: Не указан
Дисциплина: Не указана
Добавлен: 04.04.2024
Просмотров: 97
Скачиваний: 0
нее с ребра (рис. 34); вид сверху на этот диск представляет собой спираль. Солнце находит ся далеко (25 000 световых лет) от галактиче ского центра, расположенного в направлении на созвездие Стрельца. Полная масса Галак тики оценивается примерно в 100 миллиар дов солнечных масс, около 10% этой величи ны падает на межзвездное вещество.
Независимо от своего собственного движе ния звезды Млечного Пути совершают дви жение вокруг центра системы. В районе Солнца эта скорость составляет 250 км/сек; вместе со своими планетами оно совершает оборот вокруг центра Млечного Пути за 200 миллионов лет.
Наблюдение Млечного Пути оправдывает себя при использовании светосильного бинок ля. Он позволяет наблюдать многочисленные облака, а также затемненные межзвездной материей области (см. раздел «Млечный Путь» в главе «Созвездия»).
З в е з д ы
Размеры звезд
Измерение диаметров звезд представляет трудную задачу. Лишь диаметр Солнца вы числить сравнительно просто, но все другие звезды даже в крупнейший телескоп видны как точки.
Несмотря на это, ученые нашли спо соб измерять диаметры звезд. Это можно сделать, например, измерив время прохожде ния темного спутника в затменной перемен
202
ной звезде перед ярким компонентом и зная орбитальную скорость спутника. Такой спо соб позволяет вычислить диаметры обоих компонентов.
Размеры большинства звезд заключены между величиной диаметра Земли и разме ром планетных орбит. В редких случаях они более чем в 2000 раз больше диаметра Солнца. Современное деление звезд на классы, которые представляют собой одновременно так назы ваемые классы, светимости (см. ниже раздел «Светимость»), различает:
I.Сверхгиганты. II. Яркие гиганты.
III.Гиганты.
IV. Субгиганты.
V. Карлики.
Определить массу звезд тоже не просто. Надежные результаты дает применение третьего закона Кеплера (см. главу «Откры тие Вселенной»), особенно при исследовании орбит двойных звезд. Различия масс не так велики, как различия диаметров; они лежат в интервале от 0,05 до 50 солнечных масс (ес тественно, могут существовать и звезды с еще меньшей массой, которые еще не открыты).
Плотность звезды определяется непосред ственно соотношением массы и диаметра. На пример, большая плотность характерна для карликов, масса которых сосредоточена в ма лом объеме, и малая — для гигантов и сверх гигантов, у которых лишь ненамного боль шая масса занимает значительно больший объем.
203
Температура и цвет
Когда мы говорим о температурах звезд, то подразумеваем под этим их поверхностную температуру, которую можем измерить. Уве личение температуры к центру звезды можно получить только путем вычислений. Величи на температуры зависит от выделения энер гии в звездах и колеблется между 3000°К и 50 000°К, причем бывают исключения до
100 000°К.
Цвет звезд служит видимым проявлением их поверхностной температуры. Низкая тем пература соответствует красноватой окраске, затем следуют все видимые цвета, как это имеет место с раскаленным в кузнице куском железа (оранжевый, желтый, белый) до са мых горячих звезд, которые кажутся голубо вато-белыми.
Спектры, звезд
Если свет светящегося тела земного или внеземного происхождения разложить с по мощью особого аппарата — спектроскопа — на составные части, то получается спектр све та. Это цветная полоса, в которой различ ные длины волн «рассортированы» по поряд ку. Такое спектральное разложение света мы наблюдаем, например, в радуге; здесь мел кие водяные капли в воздухЬ действуют как спектральный прибор. Иногда можно наблю дать также спектр солнечного света, если под определенным углом зрения смотреть на шлифованные края стеклянных листов.
Свет каждого раскаленного и потому све тящегося вещества имеет свой определенный
204
состав, по которому одно вещество можно от личить от другого. Светящиеся твердые или жидкие вещества дают сплошной (непрерыв ный) спектр, приблизительно такой, как мы видим в радуге. Светящиеся газы, напротив, излучают в отдельных светлых линиях (так называемый эмиссионный спектр). Каждому химическому элементу соответствуют неиз менные линии в спектре. Если, как в случае Солнца и звезд, вокруг светящегося тела есть еще газовая оболочка (атмосфера), то она поглощает его излучение тоже в определен ных длинах волн, а именно в тех, в которых ее газы излучали бы сами, будучи в нагретом состоянии. Так возникают темные линии,
названные линиями Фраунгофера по имени их первого исследователя. Спектр такого ви да называют спектром поглощения. При по мощи этих линий, а также ярких линий эмис сионного спектра можно определить состав и температуру звезды. Эти исследования надеж но доказали, что во Вселенной, за совершенно незначительными исключениями, не сущест вует элементов, кроме имеющихся у нас на Земле, т. е. что Вселенная в этом смысле едина. В спектре Солнца содержится около 20 000 линий Фраунгофера.
Спектральный анализ—важнейший метод исследования в астрофизике. Исследование спектров звезд привело к их классификации. В каждый спектральный класс попадают все звезды, спектры, а следовательно, температу ры и химический состав которых одинаковы или близки друг к другу. Десять спектраль ных классов обозначаются большими буква
205
ми, причем классификация уточняется добав лением к каждой букве одной из десяти цифр
(от 0 до 9). Выбор букв W, О, В, A, F, G, К,
М, R, N унаследован от ранней классифика ции и соответствующих ей обозначений. Осо бенности спектров отмечаются дополнитель ными знаками.
Так как каждому типу спектра соответст вует определенная температура, из обозначе ния типа можно узнать химический состав, температуру и цвет соответствующей звезды. Например, звезда А5 — белая водородная звезда с температурой около 10 500°К. Табли ца на стр. 207 содержит характеристики неко торых основных спектральных классов (спек тральные классы ярчайших звезд указаны в таблице 1 в приложении).
Светимость
Под светимостью мы понимаем количе ство энергии, излучаемое звездой в 1 сек. Она зависит прежде всего от температуры (более горячие звезды имеют большую свети мость) и, во-вторых, от диаметра (гиганты изза больших размеров светящейся поверхности имеют более высокую светимость). Сущест вуют звезды со светимостью в 100 000 раз больше солнечной и в то же время другие — в 10 000 раз меньшей.
Так как для определения свойств звезды наряду с видом спектра очень важна также светимость, ввели понятие классов светимо сти (см. выше раздел «Размеры звезд»). Для этого используют деление звезд по размерам на гиганты и карлики (от I до V) и добавля-
206
С п е к т |
|
|
р а л ь |
З в е з д а |
|
ный |
||
|
кл а с с
вВодородно-гелиевая
АВодородная
FВодородно-кальциевая
GВодородно-кальциево-металлическая
К Линии металла и окиси титана М Линии окиси титана
Ц в е т |
|
Т е м п е р а т у р а , |
°К |
|
|
Белый |
ВО = |
22 000 |
В5 |
= |
17 700 |
|
АО = |
13 500 |
А 5 = |
10 500 |
|
» |
F0 = |
8 000 |
F5 |
= |
7 000 |
Желтый |
G0 = |
5 800 |
G5 = |
4 900 |
|
Красноватый |
КО = |
4 400 |
К5 = |
3 500 |
|
» |
М0 = |
3 200 |
|
|
|
ют эти цифры к обозначению спектрального класса. Например, для класса светимости Проциона в Малом Псе таким образом полу чается обозначение F5 IV, т. е. он является похожей на Солнце водородно-кальциевой звездой (F), субгигантом (IV) с температурой
около 7000°К (5).
Добавление обозначений I—V для харак теристики размера к спектральному классу необходимо, так как звезды одного спект рального класса, т. е. с одинаковой темпера турой, но являющиеся, скажем, сверхгиган том и карликом, уже внутри этой группы [внутри одного спектрального класса. — Перев.] обладают совершенно разными значе ниями светимости.
Блеск
Мы уже знакомы с |
понятием |
блеска, |
т. е. видимой яркости, |
видимой величины |
|
звезды. Деление звезд по |
величине |
блеска, |
введенное в весьма давние времена, сохране но и поныне, но уточнено. Так, современное значение блеска Полярной равно 2т ,12.
Наш глаз оценивает блеск по-другому, не жели, например, фотографическая пластинка. Если блеск звезд измеряется фотографически, то получается обычно значение, не совпадаю щее с глазомерной оценкой. Во всех табли цах, предназначенных для любителя астро номии, дается звездная величина, измеренная визуально, если не оговаривается другое.
Но величина блеска звезды, полученная фотографически или визуально, не дает пред ставления об истинной светимости звезды.
208
Понятие абсолютной звездной величины
устраняет зависимость от расстояния. При этом все звезды представляют помещенными на одном расстоянии 10 парсек1(около 33 све товых лет). Соответствующий блеск (в звезд ных величинах) называют абсолютной звезд ной величиной звезды (иногда вместо m при меняют обозначение М). Абсолютная звезд ная величина Солнца (видимый блеск —26т ) составляет + 4М,7, а Ригеля в Орионе —6м, несмотря на его видимую звездную величину (блеск) 4-0т ,2 (см. таблицу ярких звезд в при ложении). На основе взаимной зависимости между видимой величиной, абсолютной ве личиной и расстоянием можно при известном расстоянии вычислить абсолютную величину звезды и наоборот.
Иначе обстоит дело с звездной величиной планет и Луны, которые получают свой свет от Солнца. Их видимая звездная величина за висит от их расстояния от Солнца в данный момент (освещенность от Солнца), от их рас стояния от Земли (видимых размеров диска планеты) и от их альбедо (отражательной спо собности тела).
Расстояния
Световая секунда и производный от нее световой год образуют меру расстояний в астрономии. Но наряду с ними используется парсек (пс), получивший свое название по ме тоду измерения расстояний.
1 О единице расстояния «парсек» см. стр. 211.—
Прим. ред.
209
Издавна точке зрения о движении Земли вокруг Солнца противопоставлялось то, что такое перемещение Земли должно отражать ся и на видимом движении звезд, так же как вращение Земли вокруг своей оси вызывает видимое суточное движение Солнца. Но это соображение неверно в случае звезд. Таким образом, отсутствовало еще одно важное зве но в цепи доказательств правильности теории о центральном положении Солнца в нашей планетной системе. Но этим доказательством астрономы и не могли заручиться, пока точ ность измерительных инструментов не соот ветствовала огромным расстояниям до звезд. Только около 120 лет назад астроному Бессе лю после продолжительных измерений уда лось доказать существование такого «отра женного» движения звезд.
Из величины этого видимого движения звезд получается также их расстояние от нас, если считать известным расстояние от Земли до Солнца. Чем ближе к нам звезда, тем боль ше тот угол я, под которым наблюдатель на звезде увидит диаметр земной орбиты. Этот угол называют параллаксом.
Способ расчета расстояния до звезды из возникшего таким образом треугольника сле дует из простых тригонометрических формул, так как в нем известны два измеренных угла и прилежащая к ним сторона (рис. 35).
Естественно, при больших расстояниях до звезд параллакс чрезвычайно мал, что и де лало его неизмеримым столь длительное вре мя. Ближайшая к нам яркая звезда а Цен тавра имеет максимальное значение парал-
210
Звезда
П араллакс
Весна
Зима
Осень
Орбита Земли
Рис. 35. Определение расстояния до близкой звезды путем измерения ее параллакса.
лакса 0", 765, т. е. менее угловой секунды (одна 3600-я доля градуса!).
Этому методу определения расстояний до звезд и их параллаксу обязан своим проис хождением. как меры расстояний, «парсек» : парсек — это расстояние, с которого диаметр земной орбиты виден под углом в одну угло вую секунду. Парсек соответствует приблизи тельно 3,26 светового года. Метод тригономе трического параллакса измерения расстояний применим лишь к звездам, удаленным не
2 1 1