Другие используемые звездные величины

А. Taivaannapa

Pohjoinen ja eteläinen taivaannapa ovat taivaalla kaksi kuvitteellista kohtaa, missä maan kiertoakseli leikkaa tähtien kuvitteellisen taivaankannen, johon tähtien voi kuvitella olevan kiinnittyneinä. Pohjoinen ja eteläinen taivaannapa näkyvät suoraan pään yläpuolella, jos tarkkailija seisoo Pohjois- tai Etelänavalla

Napatähti

Napatähti on näkyvä, varsinkin hyvin selvä, tähti, joka on suunnilleen Maan pyörimisakselin kanssa linjassa, eli tähti, jonka näennäinen sijainti on lähellä jompaakumpaa taivaannapaa ja joka on lähellä zeniitti-asemaa katsottaessa Maan pohjois- tai etelänavalta. Maan akselin suunta kuitenkin vaihtelee jaksollisesti prekession vuoksi, joten joidenkin tuhansien vuosien kuluttua napatähtenä on jokin toinen tähti kuin nykyisin. Tällä hetkellä Pohjantähti lähestyy pohjoisnapaa ja on lähimpänä sitä vuonna 2102. Noin 12 000 vuoden kuluttua pohjoinen taivaannapa kuitenkin on lähellä Vegaa. Eteläinen napatähti on Sigma octantis, mutta se on niin heikko, ettei se ole navigoinnissa käyttökelpoinen. Sen sijasta navigointiin käytetään Etelän ristiä, joka osoittaa siihen kohtaan, jossa napatähden pitäisi olla.

Pitkään valotettuja tähtiä, jotka näyttävät kiertävän pohjoista taivaannapaa. Maan päivittäinen kiertoliike synnyttää näennäisiä kehiä navan ympärille.

В. Солнце

Название звёзды	Солнце
Состав	1
Удалённость от Земли	AU = 150 milj. Km (8.3vmin
Цвет (спектр)	желт (G2V)
Температура
Светимость (L_солн=1)	L_солн=3,85*10²⁶Вт
Абсол. яркость	4,8
Видимая яркость	−26,8
Размер(R_солн=1)	7×10⁸ м =54R_земли
Масса (М_солн=1)	2×10³⁰ kg = 3,3*10⁵M_зем
Возраст	?
Информация	Ближайшая к Земле звезда

Светимость = 3,85*10²⁶Вт(W) = ~3.75x10²⁸ Лм

Яркость = 2,009x10⁷ Вт/м²/ср

Излучение Солнца — основной источник энергии на Земле. Его мощность характеризуется солнечной постоянной — количеством энергии, проходящей через площадку единичной площади, перпендикулярную солнечным лучам. На расстоянии в одну астрономическую единицу (то есть на орбите Земли) эта постоянная равна приблизительно 1370 Вт/м².

Солнечная масса

В астрономии солнечной массой называют единицу измерения массы для выражения массы звёзд и прочих огромных объектов (например, галактик). Она равна массе Солнца:

Солнечная масса в 333000 раз превышает массу Земли. Более 99 % массы Солнечной системы содержится, собственно, в Солнце. Большинство отдельных звёзд во Вселенной имеют массу от 0,08 до 50 солнечных масс, но масса чёрных дыр и целых галактик может достигать миллионов и миллиардов солнечных масс.

Солнечная масса может быть рассчитана из длительности года, дистанции от Земли до Солнца (астрономическая единица)(AU) и гравитационной постоянной (G) как

Солнечный радиус

В астрономии солнечный радиус — единица длины, используемая для выражения размеров звёзд и больших объектов, таких как галактики. Она равна радиусу Солнца и составляет

Радиус Солнца примерно равен 110 радиусам Земли.

Солнечная светимость

Солнечная светимость, — единица светимости, обычно используемая астрономами для представления светимости звёзд. Равна светимости Солнца, составляющей 3,827 × 10²⁶ Вт или 3,827 × 10³³ Эрг/с.

4. Астрономическая единица

Астрономическая единица (а. е.) — исторически сложившаяся единица измерения расстояний в астрономии, в Системе постоянных IERS 1992 равная 149 597 870,610 км^[1]. Астрономическая единица приблизительно равна среднему расстоянию между центрами масс Земли и Солнца. В точности, астрономическая единица равна радиусу круговой орбиты, период обращения по которой, при пренебрежении всеми телами Солнечной системы кроме Солнца, был бы точно равен периоду обращения Земли. Большая полуось орбиты Земли равна 1,000000036406 а. е

AU =149 597 870,610 km = 1,5*10⁸ km = 150 milj . Km

Среднее расстояние от Земли

1,496×10¹¹ м (8,31 световых минут)

5. Световой год (Valovuosi)on matka, jonka valo kulkee yhdessä vuodessa, noin 9,461 biljoonaa kilometriä

1vv = 9,461* 10¹² km

1vv = 6,3*10⁴ AU (AU = 1,5*10⁸ km)

1vv = 0,307 parsekia

1pr = 3,1*10¹⁶ m = 3,1*10¹³ km

Parsek (pc) määritellään etäisyytenä, jolla yksi astronominen yksikkö (AU = 149 597 870,691 kilometriä), näkyy yhden kaarisekunnin (eli 1/3600 asteen) kulmassa. Yksi parsek on siis noin 206265 astronomista yksikköä, eli noin 3,086 · 10¹⁶ metriä.

Näissä kaavoissa Maan rataa ES katsotaan kuvitteellisesta, täsmälleen yhden parsekin päässä olevasta kohteesta.

Koska Maan ja Auringon keskimääräinen välimatka 1 AU on 1,49598×10⁸ km, niin

6. Скорость света (Valonnopeus)

c = 299 792 458 metriä/sek = 300 000 km/sek

С. Спектральный класс звёзд

1. Спектра́льные кла́ссы — классификация звёзд по спектру излучения, в первую очередь, по температуре фотосферы.

А. Диаграмма спектральный класс—светимость

(диаграмма Герцшпрунга — Рассела)

В. Основная (гарвардская) спектральная классификация

Современная (гарвардская) спектральная классификация звёзд, разработанная в Гарвардской обсерватории в 1890—1924 годах является температурной классификацией, основанной на виде и относительной интенсивности линий поглощения и испускания спектров звёзд.

Внутри класса звёзды делятся на подклассы от 0 (самые горячие) до 9 (самые холодные). Солнце имеет спектральный класс G2 и эквивалентную температуру фотосферы 5780 K.

Класс	Температура, K	Истинный цвет	Видимый цвет^[8][9]	Масса, M_☉	Радиус, R_☉	Светимость, L_☉
O	30 000—60 000	голубой	голубой	60	15	1 400 000
B	10 000—30 000	бело-голубой	бело-голубой и белый	18	7	20 000
A	7500—10 000	белый	белый	3,1	2,1	80
F	6000—7500	жёлто-белый	белый	1,7	1,3	6
G	5000—6000	жёлтый	жёлтый	1,1	1,1	1,2
K	3500—5000	оранжевый	желтовато-оранжевый	0,8	0,9	0,4
M	2000—3500	красный	оранжево-красный	0,3	0,4	0,04

С. Йеркская классификация с учётом светимости (МКК)

Дополнительным фактором, влияющим на вид спектра, является плотность внешних слоёв звезды, зависящая, в свою очередь от её массы и плотности, то есть, в конечном итоге, от светимости. Особенно сильно зависят от светимости SrII, BaII, FeII, TiII, что приводит к различию в спектрах звёзд-гигантов и карликов одинаковых гарвардских спектральных классов.

Зависимость вида спектра от светимости отражена в более новой йеркской классификации, разработанной в Йеркской обсерватории (Yerkes Observatory) У. Морганом, Ф. Кинаном и Э. Келман, называемой также МКК по инициалам её авторов.

В соответствии с этой классификацией звезде приписывают гарвардский спектральный класс и класс светимости:

Различают следующие классы светимости:

Класс	Название	Абс. звёзд. величины M_V
Ia⁺	Ярчайшие сверхгиганты	-10
Ia	Яркие сверхгиганты	-7,5
Ib	Нормальные сверхгиганты	-4,7
II	Яркие гиганты	-2,2
III	Нормальные гиганты	+1,2
IV	Субгиганты	+2,7
V	Карлики главной последовательности	+4
VI	Субкарлики	+5-6
VII	Белые карлики	+13-15

I — сверхгиганты
II — яркие гиганты
III — гиганты
IV — субгиганты
V — карлики (звезды главной последовательности)
VI — субкарлики
VII — белые карлики

Таким образом, если

- гарвардская классификация определяет абсциссу диаграммы Герцшпрунга — Рассела,

- то йеркская — положение звезды на этой диаграмме.

Дополнительным преимуществом йеркской классификации является возможность по виду спектра звезды оценить её светимость и, соответственно, по видимой величине — расстояние (метод спектрального параллакса).

Солнце, будучи жёлтым карликом, имеет йеркский спектральный класс G2V.

Звёздная величина

(Видимая звёздная величина)

Текущая версия (не проверялась)

Звёздная величина — безразмерная числовая характеристика яркости объекта. Обычно рассматривается в применении к небесным телам. Звёздная величина характеризует количество квантов света, дошедшее от рассматриваемого светила до фотоприёмника: т.о., звёздная величина будет зависеть от физических характеристик объекта (т.е., светимости), от расстояния до него, а также от видимого углового размера, и т.п. Звёздная величина является единицей измерения блеска объекта, при этом чем меньше значение числа звёздной величины, тем ярче будет блеск данного объекта (то же правило действует и применительно к возможным отрицательным величинам).

2.1. // Определение

Современное понятие видимой звёздной величины сделано таким, чтобы оно более-менее соответствовало величинам, приписанным звёздам древнегреческим астрономом Гиппархом во II веке до н. э. Гиппарх разделил все звёзды на шесть величин. Самые яркие он назвал звёздами первой величины, самые тусклые — звёздами шестой величины. Промежуточные величины он распределил равномерно между оставшимися звёздами.

В 1856 году Н. Погсон предложил формализацию шкалы звёздных величин. Видимая звёздная величина определяется по формуле:

где I — световой поток от объекта, C — постоянная.

Поскольку данная шкала относительная, то её нуль-пункт (0^m) определяют как яркость такой звезды, у которой световой поток равен 10³ квантов /(см²·с·Å) в зелёном свете (шкала UBV) или 10⁶ квантов /(см²·с·Å) во всём видимом диапазоне света. Звезда 0^m за пределами земной атмосферы создаёт освещённость в 2,54·10⁻⁶ люкс.

Шкала звёздных величин является логарифмической, поскольку изменение яркости в одинаковое число раз воспринимается как одинаковое (закон Вебера — Фехнера). Кроме того, поскольку Гиппарх решил, что величина тем меньше, чем звезда ярче, то в формуле присутствует знак минус.

Следующие два свойства помогают пользоваться видимыми звёздными величинами на практике:

-Увеличению светового потока в 100 раз соответствует уменьшение видимой звёздной величины ровно на 5 единиц.

- Уменьшение звёздной величины на одну единицу означает увеличение светового потока в 10^1/2,5=2,512 раза.

В наши дни видимая звёдная величина используется не только для звёзд, но и для других объектов, например, для Луны и Солнца и планет. Поскольку они могут быть ярче самой яркой звезды, то у них может быть отрицательная видимая звёздная величина.

2.2. Спектральная зависимость звёздной величины

Видимая звёздная величина зависит от спектральной чувствительности приёмника излучения (глаза, фотоэлектрического детектора, фотопластинки и т. п.)

-Визуальная звёздная величина (V или m_v, звездная величина в фильтре V, максимум которого близок к максимуму чувствительности человеческого глаза (видимый свет), имеющего максимум чувствительности при длине волны 555 нм.

- Фотографическая или «синяя» звёздная величина (B или m_p) определяется фотометрированием изображения звезды на фотопластинке, чувствительной к синим и ультрафиолетовым лучам, или при помощи сурьмяно-цезиевого фотоумножителя с синим фильтром.

- Ультрафиолетовая звёздная величина (U) имеет максимум в ультрафиолете при длине волны около 350 нм.

Разности звёздных величин одного объекта в разных диапазонах U−B и B−V являются интегральными показателями цвета объекта, чем они больше, тем более красным является объект.

Другие используемые звездные величины

- Болометрическаязвёздная величина соответствует полной мощности излучения звезды, т. е. мощности, просуммированной по всему спектру излучения. Для её измерения применяется специальное устройство — болометр.

- Абсолютная звёздная величина (M) — звёздная величина объекта, если бы он был расположен на расстоянии 10 парсек от наблюдателя. Абсолютная болометрическая звёздная величина Солнца +4,7.

Если известна видимая звёздная величина и расстояние до объекта, можно вычислить абсолютную звёздную величину по формуле:

где d₀ = 10 пк ≈ 32,616 световых лет

Соответственно, если известны видимая и абсолютная звёздные величины, можно вычислить расстояние по формуле

Абсолютная звёздная величина связана со светимостью следующим соотношением:

где и — светимость и абсолютная звёздная величина Солнца

Дата добавления: 2019-03-09; просмотров: 89; Мы поможем в написании вашей работы!

Поделиться с друзьями:

12 Следующая ⇒

Мы поможем в написании ваших работ!