Реферат: Звезды во Вселенной

10,8

0,00054 Красный

61 Лебедя 0,296

11,0

0,084 Оранжевый

e Индейца 0,291

11,2

0,14 Оранжевый

Процион 0,285

11,4

7,3 Желтый

1 Данные только для главных компонентов двойных и кратных звезд.

2 Расстояние до Солнца 150 млн. км, или 1 астрономическая единица.

Но спектроскопический метод нуждается в калибровке. Для некоторых групп звезд используются специальные методы определения расстояний, например, статистический метод, основанный на видимом движении звезд по небу. Однако базовым методом определения расстояний до звезд служит метод тригонометрических параллаксов.

Параллакс. Метод параллакса основан на измерении видимого смещения близких звезд на фоне более далеких при наблюдении из разных точек орбиты Земли. Чем ближе звезда, тем больше ее угловое смещение. Параллаксом звезды называют угол, под которым от нее виден радиус земной орбиты, равный 1 астрономической единице (а.е.), или 150 млн. км. Это чисто геометрический и поэтому очень надежный метод. К сожалению, параллаксы удается измерить лишь у нескольких тысяч ближайших звезд. Расстояния до них служат фундаментом при определении спектральными методами расстояний до более далеких звезд.

Астрономы прошлого, например Т.Браге (1546–1601), не смогли заметить параллактического смещения звезд, из чего они заключили, что Земля неподвижна. Действительно, параллаксы даже ближайших звезд не превышают 1ўў; под таким углом виден мизинец с расстояния в километр. Измерение столь малых углов – большое достижение современной техники. Наибольший параллакс (0,762ўў) имеет Проксима Кентавра – маленький спутник звезды a Кентавра, расположенный ближе нее к Солнцу.

На основе тригонометрических параллаксов астрономы ввели единицу длины «парсек» (пк) – расстояние до звезды, параллакс которой равен 1ўў; 1 пк = 3,26 св. года. Наименьшие параллаксы, которые удается сейчас измерять, составляют 0,01ўў; это соответствует расстоянию в 100 пк или 326 св. лет.

Светимость звезд. Полную мощность излучения звезды во всем диапазоне электромагнитного спектра называют истинной или болометрической «светимостью». Например, светимость Солнца 3,86ґ1026 Вт. Чем больше масса нормальной звезды, тем выше ее светимость; она возрастает примерно как куб массы. Это соотношение масса – светимость сначала было найдено из наблюдений, а позже получило теоретическое обоснование.

Поток энергии, приходящий от звезды на Землю, называют «видимым блеском»; он зависит не только от истинной светимости звезды, но и от ее расстояния до Земли. Звезда низкой светимости, расположенная близко к Земле, может иметь больший блеск, чем звезда высокой светимости на большом расстоянии.

ЯРЧАЙШИЕ ЗВЕЗДЫ

Звезда Звездная величина

Светимость (Солнце=1)

Показатель цвета

Цвет

видимая

абсолютная

Сириус –1,43

+1,4

23