Помощь по Теле2, тарифы, вопросы

Решение задач по теме: «Блеск звезд и звездные величины».

№ 1.Во сколько раз Сириус ярче, чем Альдебаран? Солнце ярче, чем Сириус?

https://pandia.ru/text/78/246/images/image002_37.gif" width="158" height="2 src=">

I1 / I2 - ? !!! m i –звездная величина.

I3 / I1 - ? Ii - яркость звезды, блеск звезды.

№ 2 Во сколько раз звезда 3,4 звездной величины слабее, чем Сириус, имеющий величину -1,6?

https://pandia.ru/text/78/246/images/image004_26.gif">M1=3, 4 I1/I2= 1/ 2,512 5 =1/100.

M2= - 1, 6 Ответ: Сириус ярче данной звезды в 100

Следующую задачу решите самостоятельно.

№ 3 Во сколько раз Сириус(m 1 = -1, 6)Полярной звезды

(m 2 = + 2, 1)?

Выполните тестовые задания.

Желаем успешного выполнения!!!

Тестовые задания по астрономии. Тема: «Предмет и значение астрономии. Звездное небо. »

1. Астрономия изучает:

а) небесные законы;

б) звезды и другие небесные тела;

в) законы строения, движения и эволюции небесных тел.

2.Физики дали астрономии:

а) инструменты для исследования космоса;

б) формы для вычисления и решения задач;

в) методы изучения Вселенной.

3.Астрономию необходимо знать:

а) для того чтобы ориентироваться по звездам;

б) чтобы сформировать научное мировоззрение;

в) так как интересно узнать, как устроен мир.

4.Объектив телескопа нужен для того, чтобы:

а) собрать свет от небесного объекта и получить его изображение;

б) собрать свет от небесного объекта и увеличить угол зрения, под которым виден объект;

в) получить увеличенное изображение небесного тела.

5.Окуляр телескопа нужен для того, чтобы:

а) получить увеличенное изображение небесного тела;

б) увидеть полученное с помощью объектива изображение небесного тела;

в) увидеть под большим углом полученное с помощью объектива изображение небесного тела.

6.Астрограф отличается от телескопа, предназначенного для визуальных наблюдений:

а) меньшим увеличением;

б) большим увеличением;

в) отсутствием окуляра.

7.Можно ли астрограф, предназначенный для фотографирования в фокусе объектива, характеризовать его увеличением?

а) да, так как у астрографа имеется объектив;

б) нет, так как у астрографа отсутствует окуляр;

в) да, так как важной характеристикой любого телескопа является его увеличение.

8.При наблюдениях редко используют увеличение свыше 500 раз, так как:

а) искажаются изображения из-за атмосферы;

б) искажаются изображения из-за линз;

в) совокупность факторов а) и б).

9.Отличие системы рефрактора от системы рефлектора в том, что:

а) у первого - окуляр против объектива, а у второго – сбоку;

б) в рефлекторе объектив-линза, а у рефрактора - зеркало;

в) в рефракторе объектив-линза, а в рефлекторе - зеркало.

10.Чтобы подробнее рассмотреть удаленные объекты необходимо:

а) увеличить диаметр объектива телескопа;

б) повысить увеличение телескопа;

в) шире использовать наблюдения в радиодиапазоне;

г) в совокупности а) - в);

д) поднять инструменты исследования в космос.

11.Астрономия возникла:

а) из любознательности;

б) чтобы ориентироваться по сторонам горизонта;

в) для предсказания судеб людей и народов;

г) для измерения времени и навигации

12.Продолжите сообщения о звездном небе 1)-4), используя фрагменты А-Г.

1)На окружающий нас мир мы смотрим с Земли, и всегда нам кажется, что над нами простирается сферический купол, усеянный звездами.

2)На звездном небе звезды в течение долгого времени сохраняют относительное расположение. За эту кажущуюся особенность в древности звезды были названы неподвижными.

3)Общее число звезд, видимых человеком невооруженным глазом на всем небе, составляет около 6000, а на одной половине его мы видим примерно 3000 звезд. Звезды различаются блеском, а самые яркие и цветом.

4)Названия многих созвездий сохраняются с глубокой древности. Среди названий созвездий имеются названия предметов, напоминающих фигуры, образованные яркими звездами созвездия.

1.Под блеском звезды понимается освещенность, которую создает свет звезды на Земле. Блеск звезд измеряют в звездных величинах.

2.Отдельные звезды созвездия с XVII в. стали обозначать буквами греческого алфавита : «альфа», «бета», «гамма» и т. д., как правило, в порядке убывания блеска.

3.Именно поэтому и возникло в далекие времена представление о хрустальном своде.

4.Вдействительности все звезды движутся, обладают собственными движениями, но так как они находятся от нас очень далеко, то их годичное смещение на небе составляет лишь доли угловой секунды.

1.Наблюдаемые нами звезды находятся от нас на самых различных расстояниях, значительно превышающих полкилометра

2.Если нужно было обозначить еще какие-либо звезды в созвездии, но не хватало букв греческого алфавита, то для следующих звезд использовали буквы латинского алфавита, а затем порядковые номера.

3.Сейчас под созвездием понимается определенная область неба с видимыми звездами, границы созвездий строго определены.

4.Блеск звезд 1-й звездной величины в 2,512 раза больше блеска звезд второй звездной величины в 2,512 раза больше блеска звезд 3-й звездной величины и т. д.

1.Так как звезды сохраняют относительное расположение, то уже в древности люди использовали их в качестве ориентиров, в связи, с чем выделили на небе характерные сочетания звезд и назвали их созвездиями.

2.В древности все звезды по блеску были разделены на шесть групп: самые яркие отнесли к звездам первой величины, самые слабые - к звездам шестой величины.

3.Поэтому звезда «альфа» для большинства созвездий является самой яркой звездой этого созвездия.

4.В действительности никакого свода нет, а впечатление о небе в форме сферы объясняется особенностями нашего глаза не улавливать разницы в расстояниях, эти расстояния превосходят 0,5км.

1.Наиболее ярким или чем-либо примечательным звездам, кроме буквенного обозначения, даны собственные имена (обычно арабские, греческие и римские). Так, звезда «альфа» из созвездия Большого Пса называется Сириус, «альфа» из созвездия Лиры – Вега, «тета» Большой Медведицы – Алькор и т. д.

2.С помощью звездной величины можно выражать блеск любого светила, причем небесные тела более яркие, чем звезды первой величины, имеют нулевую или отрицательную звездную величину. Блеск небесных объектов, не наблюдаемых невооруженным глазом, выражается звездными величинами, большими шести.

3.На всем небе отмечено 88 созвездий, которые полностью занимают звездное небо.

4.Поэтому нам кажется, что все звезды и другие небесные объекты расположены на одинаковых расстояниях, т. е. как бы на поверхности некоторой сферы в центре которой всегда находится наблюдатель.

13.Продолжите утверждения 1.-4, используя фрагменты:

1).Астрономия-наука о небесных телах. Современная астрономия изучает движение, строение, взаимную связь, образование и развитие небесных тел и их систем …

2).Астрономия - древнейшая наука на Земле. Возникла астрономия из практических потребностей человека …

3). И в наше время астрономия решает ряд практических задач

4)Развитие астрономии способствует прогрессу в физике, математике, химии и технике …

5). Исключительное значение имеет астрономия для формирования научного мировоззрения. Наблюдения звездного неба, движение Солнца, Луны и других небесных тел без научных знаний может привести(и в действительности приводило) к неправильным взглядам на устройство окружающего мира и к всевозможным суевериям …

А. К числу таких задач относится точное время, вычисление и составление календаря, определение географических координат на Земле.

Б. . В качестве примера достаточно указать на достижения в области ракетной техники, создание искусственных спутников и космических кораблей. Эти достижения, в свою, вызвали бурное развитие радиоэлектроники. Это практическое значение астрономии.

В . Астрономия, изучая физическую природу небесных тел, выявляя действительные законы строения и движения их и их систем, утверждает единство мира, доказывая, что мир материален, что все процессы во Вселенной протекают как результат естественного развития без вмешательства каких бы то ни было сверхъестественных сил. На огромном фактическом материале об окружающем нас мире астрономия утверждает научное мировоззрение.

Г. В результате мы получаем представление о строении и развитии доступной нашим наблюдениям части Вселенной.

Д. Там, где нет явно выраженной смены времен года(например, в Египте), только по наблюдению за звездным небом можно было установить, когда начинать посев; у скотоводов и мореходов возникла потребность в ориентировке и в пустыне и на море –это тоже заставило наблюдать за движением небесных тел; развитие общества вызвало к жизни календарь.

Запишите домашнее задание:

1) Задача: Какая звезда ярче-звезда 2 m или звезда 5 m?

(2 m –звезда второй звездной величины, …)

2) ??? : а) Как Вы думаете, можно ли долететь до какого - нибудь созвездия?

б) Сколько времени идет до нас свет от Сириуса (расстояние 8,1*1016 м)?

литература:

1. «Астрономия-11», Москва, «Просвещение», 1994, параграфы 1, 2.

2., «Астрономия-11»,Москва, «Просвещение», 1993 ,параграфы 1, 2 (2.1), 13.

Проверьте правильность выполнения заданий:

№3.Ответ: Сириус ярче Полярной звезды в 30 раз.

Коды ответов на тестовые задания:

1-В 6-В 11-Г 13:

2-В 7-Б 12: 1-Г

3-Б 8-В 1)А3-В4-Б1-Г4. 2-Д

4-Б 9-В 2)А4-В1-Б3-Г3. 3-А

5-Б 10-Г 3)А1-В2-Б4-Г2. 4-Б

4)А2-В3-Б2-Г1. 5-В.

Устали? Отдохните! Посмотрите!

Как прекрасен этот мир!

ДО СВИДАНИЯ!!!

Ответы домашнего задания:

1) звезда 2 m ярче звезды 5m в 2,512 3 раз.

2) Созвездие-это условно определенный участок неба, в пределах которого оказались светила, находящиеся от нас на разных расстояниях. Поэтому выражение «долететь до созвездия» лишено смысла.

Неодинаковая яркость (или блеск) различных объектов на небе – наверно первое, что замечает человек при наблюдениях; потому, в связи с этим, ещё давно, возникла необходимость во введении удобной величины, которая позволяла бы классифицировать светила по яркости.

История

Впервые такую величину для своих наблюдений невооружённым глазом применил древнегреческий астроном, автор первого европейского звёздного каталога – Гиппарх. Все звёзды в своём каталоге он классифицировал по яркости, обозначив самые яркие – звёздами 1-ой величины, а самые тусклые – звёздами 6-ой величины.Данная система прижилась, а в середине XIX-го века была усовершенствована до своего современного вида английским астрономом Норманом Погсоном.

Таким образом, получили безразмерную физическую величину, логарифмически связанную с освещённостью, которую создают светила (собственно звёздную величину):

m1-m2 =-2,5*lg(L1/L2)

где m1 и m2 звёздные величины светил, а L1 и L2 – освещённости в люксах (лк – единица измерения освещённости в системе СИ), создаваемые этими объектами. Если подставить в левую часть данного уравнения значение m1-m2 = 5, то произведя несложное вычисление, обнаружится, что освещённости в этом случае соотносятся как 1/100, так что разница в блеске на 5 звёздных величин, соответствует разнице в освещённости от объектов в 100 раз.

Продолжая решать эту задачу, извлечём корень 5-ой степени из 100 и мы получим изменение освещённости при разнице в блеске в одну звёздную величину, изменение освещённости составит 2,512 раза.

Это весь основной математический аппарат, необходимый для ориентации в данной шкале яркости.

Шкала звёздных величин

С введением этой системы также нужно было задать начало отсчёта шкалы звёздных величин. Для этого за нулевую звёздную величину (0m), изначально был принят блеск звезды Вега (альфа Лиры). В настоящее же время наиболее точным началом отсчёта является блеск звезды, которая на 0,03m ярче Веги. Однако глаз такую разницу не заметит, так что для визуальных наблюдений – блеск, соответствующий нулевой звёздной величине по-прежнему можно принимать по Веге.

Что ещё важно помнить касаемо данной шкалы – чем меньше звёздная величина, тем ярче объект. К примеру, та же Вега со своим блеском в +0,03 m будет почти в 100 раз ярче звезды с блеском в +5m. Юпитер же со своим максимумом блеска в -2,94m, будет ярче Веги в:

2,94-0,03 = -2,5*lg(L1/L2)
L1/L2 = 15,42 раз

Можно решить эту задачу и другим способом – просто возведя 2,512 в степень, равную разнице звёздных величин объектов:

2,512^(-2,94-0,03) = 15,42

Классификация звёздной величины

Теперь, окончательно разобравшись с матчастью, рассмотрим классификацию применяемых в астрономии звёздных величин.

Первая классификация – по спектральной чувствительности приёмника излучения. В этом плане звёздная величина бывает: визуальной (яркость учитывается только в видимом глазу диапазоне спектра); болометрической (яркость учитывается во всём диапазоне спектра, не только видимый свет, а также ультрафиолетовый, инфракрасный и остальные спектры вместе взятые); фотографической (яркость с учётом чувствительности к спектру фотоэлементов).

Сюда же можно отнести и звёздные величины в конкретном участке спектра (например, в диапазоне голубого света, жёлтого, красного или ультрафиолетового излучения).

Соответственно, визуальная звёздная величина предназначена для оценки блеска светил при визуальных наблюдениях; болометрическая – для оценки общего потока всего излучения от светила; а фотографическая и узкополосные величины – для оценки показателей цвета светил в какой-либо фотометрической системе.

Видимая и абсолютная звёздные величины

Второй тип классификации звёздных величин – по количеству зависимых физических параметров. В этом плане звёздная величина может быть – видимой и абсолютной. Видимая звёздная величина – это тот блеск объекта, который глаз (или другой приёмник излучения) воспринимает непосредственно со своего текущего положения в пространстве.

Зависит этот блеск сразу от двух параметров – это мощность излучения светила и расстояние до него. Абсолютная звёздная величина зависит только от мощности излучения и не зависит от расстояния до объекта, поскольку последнее принимается общим для конкретного класса объектов.

Абсолютная звёздная величина для звёзд определяется, как их видимая звёздная величина если бы расстояние до звезды составляло бы 10 парсек (32,616 световых лет). Абсолютная звёздная величина для объектов Солнечной системы определяется как их видимая звёздная величина, если бы они находились на расстоянии в 1 а.е. от Солнца и показывали бы для наблюдателя свою полную фазу, а сам бы наблюдатель при этом также бы находился в 1 а.е. (149,6 млн. км) от объекта (т.е. в центре Солнца).

Абсолютная звёздная величина метеоров определяется как их видимая звёздная величина, если бы они находились от наблюдателя на расстоянии 100 км и в точке зенита.

Применение звёздных величин

Данные классификации могут применяться совместно. Например, абсолютная визуальная звёздная величина Солнца составляет M(v) = +4,83. а абсолютная болометрическая M(bol) = +4,75, поскольку Солнце светит не только в видимом диапазоне спектра. В зависимости от значения температуры фотосферы (видимой поверхности) звезды, а также её принадлежности к классу светимости (главная последовательность, гигант, сверхгигант и т.д.).

Различаются визуальные и болометрические абсолютные звёздные величины звезды. Например, горячие звёзды (спектральные классы B и О) светят в основном в невидимом глазу ультрафиолетовом диапазоне. Так что их болометрический блеск куда сильнее, чем визуальный. То же касается и холодных звёзд (спектральные классы K и М), которые светят преимущественно в инфракрасном диапазоне.

Абсолютная визуальная звёздная величина самых мощных звёзд (гипергиганты и звёзды Вольфа-Райе) порядка -8, -9. Абсолютная болометрическая может доходить до -11, -12 (что соответствует видимой звёздной величине полной Луны).

Мощность излучения (светимость) при этом в миллионы раз превышает мощность излучения Солнца. Видимая визуальная звёздная величина Солнца с орбиты Земли составляет -26,74m; в районе орбиты Нептуна будет -19,36m. Видимая визуальная звёздная величина самой яркой звезды – Сириуса, составляет -1,5m, а абсолютная визуальная звёздная величина данной звезды +1,44, т.е. Сириус почти в 23 раза ярче Солнца в видимом спектре.

Планета Венера на небе всегда ярче всех звёзд (её видимых блеск колеблется в пределах от -3,8m до -4,9m); несколько менее ярок Юпитер (от -1,6m до -2,94m); Марс во время противостояний имеет видимую звёздную величину порядка -2m и ярче. В общем и целом, большинство планет в большинстве случаев являются самыми яркими объектами неба после Солнца и Луны. Поскольку в окрестностях Солнца нет звёзд с большой светимостью.

Звезды являются самым распространенным типом небесных тел во Вселенной. Звезд до 6-й звездной величины насчитывается около 6000, до 11-й звездной величины примерно миллион, а до 21-й звездной величины их на всем небе около 2 млрд.

Все они, как и Солнце, являются горячими самосветящимися газовыми шарами, в недрах которых выделяется огромная энергия. Однако звезды даже в самые сильные телескопы видны как светящиеся точки, так как они находятся очень далеко от нас.

1. Годичный параллакс и расстояния до звезд

Радиус Земли оказывается слишком малым, чтобы служить базисом для измерения параллактического смещения звезд и для определения расстояний до них. Еще во времена Коперника было ясно, что если Земля действительно обращается вокруг Солнца, то видимые положения звезд на небе должны меняться. За полгода Земля перемещается на величину диаметра своей орбиты. Направления на звезду с противоположных точек этой орбиты должны различаться. Иначе говоря, у звезд должен быть заметен годичный параллакс (рис. 72).

Годичным параллаксом звезды ρ называют угол, под которым со звезды можно было бы видеть большую полуось земной орбиты (равную 1 а. е.), если она перпендикулярна лучу зрения.

Чем больше расстояние D до звезды, тем меньше ее параллакс. Параллактическое смещение положения звезды на небе в течение года происходит по маленькому эллипсу или кругу, если звезда находится в полюсе эклиптики (см. рис. 72).

Коперник пытался, но не смог обнаружить параллакс звезд. Он правильно утверждал, что звезды слишком далеки от Земли, чтобы существовавшими тогда приборами можно было заметить их параллактическое смещение.

Впервые надежное измерение годичного параллакса звезды Веги удалось осуществить в 1837 г. русскому академику В. Я. Струве. Почти одновременно с ним в других странах определили параллаксы еще у двух звезд, одной из которых была α Центавра. Эта звезда, которая в СССР не видна, оказалась ближайшей к нам, ее годичный параллакс ρ= 0,75". Под таким углом невооруженному глазу видна проволочка толщиной 1 мм с расстояния 280 м. Неудивительно, что так долго не могли заметить у звезд столь малые угловые смещения.

Расстояние до звезды где а - большая полуось земной орбиты. При малых углах если р выражено в секундах дуги. Тогда, приняв а = 1 а. е., получим:

Расстояние до ближайшей звезды α Центавра D=206 265" : 0,75" = 270 000 а. е. Свет проходит это расстояние за 4 года, тогда как от Солнца до Земли он идет только 8 мин, а от Луны около 1 с.

Расстояние, которое свет проходит в течение года, называется световым годом . Эта единица используется для измерения расстояния наряду с парсеком (пк).

Парсек - расстояние, с которого большая полуось земной орбиты, перпендикулярная лучу зрения, видна под углом в 1".

Расстояние в парсеках равно обратной величине годичного параллакса, выраженного в секундах дуги. Например, расстояние до звезды α Центавра равно 0,75" (3/4"), или 4/3 пк.

1 парсек = 3,26 светового года = 206 265 а. е. = 3*10 13 км.

В настоящее время измерение годичного параллакса является основным способом при определении расстояний до звезд. Параллаксы измерены уже для очень многих звезд.

Измерением годичного параллакса можно надежно установить расстояние до звезд, находящихся не далее 100 пк, или 300 световых лет.

Почему не удается точно измерить годичный параллакс более o далеких звезд?

Расстояние до более далеких звезд в настоящее время определяют другими методами (см. §25.1).

2. Видимая и абсолютная звездная величина

Светимость звезд. После того как астрономы получили возможность определять расстояния до звезд, было установлено, что звезды отличаются по видимой яркости не только из-за различия расстояния до них, но и вследствие различия их светимости .

Светимостью звезды L называется мощность излучения световой энергии по сравнению с мощностью излучения света Солнцем.

Если две звезды имеют одинаковую светимость, то звезда, которая находится дальше от нас, имеет меньшую видимую яркость. Сравнивать звезды по светимости можно лишь в том случае, если рассчитать их видимую яркость (звездную величину) для одного и того же стандартного расстояния. Таким расстоянием в астрономии принято считать 10 пк.

Видимая звездная величина, которую имела бы звезда, если бы находилась от нас на стандартном расстоянии D 0 =10 пк, получила название абсолютной звездной величины М.

Рассмотрим количественное соотношение видимой и абсолютной звездных величин звезды при известном расстоянии D до нее (или ее параллаксе р). Вспомним сначала, что разность в 5 звездных величин соответствует различию яркости ровно в 100 раз. Следовательно, разность видимых звездных величин двух источников равна единице, когда один из них ярче другого ровно в раз (эта величина примерно равна 2,512). Чем ярче источник, тем его видимая звездная величина считается меньшей. В общем случае отношение видимой яркости двух любых звезд I 1:I 2 связано с разностью их видимых звездных величин m 1 и m 2 простым соотношением:

Пусть m - видимая звездная величина звезды, находящейся на расстоянии D. Если бы она наблюдалась с расстояния D 0 = 10 пк, ее видимая звездная величина m 0 по определению была бы равна абсолютной звездной величине М. Тогда ее кажущаяся яркость изменилась бы в

В то же время известно, что кажущаяся яркость звезды меняется обратно пропорционально квадрату расстояния до нее. Поэтому

(2)

Следовательно,

(3)

Логарифмируя это выражение, находим:

(4)

где р выражено в секундах дуги.

Эти формулы дают абсолютную звездную величину М по известной видимой звездной величине m при реальном расстоянии до звезды D. Наше Солнце с расстояния 10 пк выглядело бы примерно как звезда 5-й видимой звездной величины, т. е. для Солнца М ≈5.

Зная абсолютную звездную величину М какой-нибудь звезды, легко вычислить ее светимость L. Принимая светимость Солнца L =1, по определению светимости можно записать, что

Величины М и L в разных единицах выражают мощность излучения звезды.

Исследование звезд показывает, что по светимости они могут отличаться в десятки миллиардов раз. В звездных величинах это различие достигает 26 единиц.

Абсолютные величины звезд очень высокой светимости отрицательны и достигают М =-9. Такие звезды называются гигантами и сверхгигантами. Излучение звезды S Золотой Рыбы мощнее излучения нашего Солнца в 500 000 раз, ее светимость L=500 000, наименьшую мощность излучения имеют карлики с М=+17 (L=0,000013).

Чтобы понять причины значительных различий в светимости звезд, необходимо рассмотреть и другие их характеристики, которые можно определить на основе анализа излучения.

3. Цвет, спектры и температура звезд

Во время наблюдений вы обратили внимание на то, что звезды имеют различный цвет, хорошо заметный у наиболее ярких из них. Цвет нагреваемого тела, в том числе и звезды, зависит от его температуры. Это дает возможность определить температуру звезд по распределению энергии в их непрерывном спектре.

Цвет и спектр звезд связаны с их температурой. В сравнительно холодных звездах преобладает излучение в красной области спектра, отчего они и имеют красноватый цвет. Температура красных звезд низкая. Она растет последовательно при переходе от красных звезд к оранжевым, затем к желтым, желтоватым, белым и голубоватым. Спектры звезд крайне разнообразны. Они разделены на классы, обозначаемые латинскими буквами и цифрами (см. задний форзац). В спектрах холодных красных звезд класса М с температурой около 3000 К видны полосы поглощения простейших двухатомных молекул, чаще всего оксида титана. В спектрах других красных звезд преобладают оксиды углерода или циркония. Красные звезды первой величины класса М - Антарес , Бетельгейзе .

В спектрах желтых звезд класса G , к которым относится и Солнце (с температурой 6000 К на поверхности), преобладают тонкие линии металлов: железа, кальция, натрия и др. Звездой типа Солнца по спектру, цвету и температуре является яркая Капелла в созвездии Возничего.

В спектрах белых звезд класса А , как Сириус, Вега и Денеб, наиболее сильны линии водорода. Есть много слабых линий ионизованных металлов. Температура таких звезд около 10 000 К.

В спектрах наиболее горячих, голубоватых звезд с температурой около 30 000 К видны линии нейтрального и ионизованного гелия.

Температуры большинства звезд заключены в пределах от 3000 до 30 000 К. У немногих звезд встречается температура около 100 000 К.

Таким образом, спектры звезд очень сильно отличаются друг от друга и по ним можно определить химический состав и температуру атмосфер звезд. Изучение спектров показало, что в атмосферах всех звезд преобладающими являются водород и гелий.

Различия звездных спектров объясняются не столько разнообразием их химического состава, сколько различием температуры и других физических условий в звездных атмосферах. При высокой температуре происходит разрушение молекул на атомы. При еще более высокой температуре разрушаются менее прочные атомы, они превращаются в ионы, теряя электроны. Ионизованные атомы многих химических элементов, как и нейтральные атомы, излучают и поглощают энергию определенных длин волн. Путем сравнения интенсивности линий поглощения атомов и ионов одного и того же химического элемента теоретически определяют их относительное количество. Оно является функцией температуры. Так, по темным линиям спектров звезд можно определить температуру их атмосфер.

У звезд одинаковой температуры и цвета, но разной светимости спектры в общем одинаковы, однако можно заметить различия в относительных интенсивностях некоторых линий. Это происходит от того, что при одинаковой температуре давление в их атмосферах различно. Например, в атмосферах звезд-гигантов давление меньше, они разреженнее. Если выразить эту зависимость графически, то по интенсивности линий можно найти абсолютную величину звезды, а далее по формуле (4) определить расстояние до нее.

Пример решения задачи

Задача. Какова светимость звезды ζ Скорпиона, если ее видимая звездная величина 3, а расстояние до нее 7500св. лет?

Упражнение 20

1. Во сколько раз Сириус ярче, чем Альдебаран? Солнце ярче, чем Сириус?

2. Одна звезда ярче другой в 16 раз. Чему равна разность их звездных величин?

3. Параллакс Веги 0,11". Сколько времени свет от нее идет до Земли?

4. Сколько лет надо было бы лететь по направлению к созвездию Лиры со скоростью 30 км/с, чтобы Вега стала вдвое ближе?

5. Во сколько раз звезда 3,4 звездной величины слабее, чем Сириус, имеющий видимую звездную величину -1,6? Чему равны абсолютные величины этих звезд, если расстояние до обеих составляет 3 пк?

6. Назовите цвет каждой из звезд приложения IV по их спектральному классу.

Продолжим нашу алгебраическую экскурсию к небесным светилам. В той шкале, которая применяется для оценки блеска звезд, могут, помимо неподвижных звезд, найти себе место и другие светила – планеты, Солнце, Луна. О яркости планет мы побеседуем особо; здесь же укажем звездную величину Солнца и Луны. Звездная величина Солнца выражается числом минус 26,8, а полной Луны – минус 12,6. Почему оба числа отрицательные, читателю, надо думать, понятно после всего сказанного ранее. Но, быть может его приведет в недоумение недостаточно большая разница между звездной величиной Солнца и Луны: первая «всего вдвое больше второй».

Не забудем, однако, что обозначение звездной величины есть, в сущности, некоторый логарифм (при основании 2,5). И как нельзя, сравнивая числа, делить один на другой их логарифмы, так не имеет никакого смысла, сравнивая между собой звездные величины, делить одно число на другое. Каков результат правильного сравнения, показывает следующий расчет.

Если звездная величина Солнца «минус 26,8», то это значит, что Солнце ярче звезды первой величины

в 2,5 27,8 раза.

Луна же ярче звезды первой величины

в 2,5 13,6 раза.

Значит, яркость Солнца больше яркости полной Луны в

Вычислив эту величину (с помощью таблиц логарифмов), получаем 447 000. Вот, следовательно, правильное отношение яркостей Солнца и Луны: дневное светило в ясную погоду освещает Землю в 447 000 раз сильнее, чем полная Луна в безоблачную ночь.

Считая, что количество теплоты , выделяемое Луной, пропорционально количеству рассеиваемого ею света, – а это, вероятно, близко к истине, – надо признать, что Луна посылает нам и теплоты в 447 000 раз меньше, чем Солнце. Известно, что каждый квадратный сантиметр на границе земной атмосферы получает от Солнца около 2 малых калорий теплоты в 1 минуту. Значит, Луна посылает на 1 см 2 Земли ежеминутно не более 225 000-й доли малой калории (т. е. может нагреть 1 г воды в 1 минуту на 225 000-ю часть градуса). Отсюда видно, насколько не обоснованы все попытки приписать лунному свету какое-либо влияние на земную погоду.

Распространенное убеждение, что облака нередко тают под действием лучей полной Луны, – грубое заблуждение, объясняемое тем, что исчезновение облаков в ночное время (обусловленное другими причинами) становится заметным лишь при лунном освещении.

Оставим теперь Луну и вычислим, во сколько раз Солнце ярче самой блестящей звезды всего неба – Сириуса. Рассуждая так же, как и раньше, получаем отношение их блеска:

т. е. Солнце ярче Сириуса в 10 миллиардов раз.

Очень интересен также следующий расчет: во сколько раз освещение, даваемое полной Луной, ярче совокупного освещения всего звездного неба, т. е. всех звезд, видимых простым глазом на одном небесном полушарии? Мы уже вычислили, что звезды от первой до шестой величины включительно светят вместе так, как сотня звезд первой величины. Задача, следовательно, сводится к вычислению того, во сколько раз Луна ярче сотни звезд первой величины.

Это отношение равно

Итак, в ясную безлунную ночь мы получаем от звездного неба лишь 2700-ю долю того света, какой посылает полная Луна, и в 2700 х 447 000, т. е. в 1200 миллионов раз меньше, чем дает в безоблачный день Солнце.