Космос
Креацентр > Статьи > Космос > Как астрономы могут определять основные звездные свойства

Как астрономы могут определять основные звездные свойства

Современная астрономия позволяет нам находить расстояния, размеры, температуры и массы звезд. Это невероятно, учитывая, как далеко от нас находятся звезды.

Спектр света

Почти все, что мы знаем об астрономических телах, мы узнали, изучая электромагнитное излучение. Самый известный вид электромагнитного излучения — это свет. Свет — это волновой феномен, и как таковой обладает длиной волны и частотой. Произведение длины волны и частоты —  это скорость света. Поскольку скорость света постоянна, увеличение длины волны соответствует уменьшению частоты и наоборот. Красный свет имеет самую длинную длину волны, видимую человеческим глазом, а фиолетовый имеет самую короткую длину волны, которую мы можем видеть. Середина видимого спектра имеет желто-зеленый цвет и является пиком чувствительности человеческого глаза.

На длинах волн, слишком коротких для глаза, чтобы увидеть ультрафиолетовую (УФ) часть спектра. На еще более коротких длинах волн находятся рентгеновские лучи и γ-лучи (гамма-лучи). На более длинноволновом конце спектра за пределами того, что мы можем видеть, находится инфракрасный (ИК). За пределами ИК находятся микроволны и радиоволны различных типов. Например, FM - радиоволны имеют более высокие частоты и более короткие длины волн, чем AM-радиоволны. Все эти волны являются примерами электромагнитного излучения.

Хотя волновая теория электромагнитного излучения многое объясняет, существует и другая теория, согласно которой электромагнитное излучение состоит из фотонов — крошечных частиц, не имеющих массы. В этом представлении энергия фотона прямо пропорциональна частоте (или обратно пропорциональна длине волны). Ультрафиолетовые фотоны обладают достаточной энергией, чтобы нанести значительный ущерб клеткам нашей кожи. Фотоны на более высоких частотах содержат еще больше энергии. Например, высокая энергия рентгеновских лучей заставляет их проникать в ткани, что делает рентгеновские лучи отличным медицинским диагностическим инструментом. К сожалению, эта же самая высокая энергия делает рентгеновские лучи опасными, потому что, когда фотоны проникают в тело, клетки могут поглощать их энергию. Поглощение этой энергии приводит к повреждению клеточных структур, особенно ДНК. Это может привести к серьезным мутациям, которые вызывают смерть или рак. Поэтому при использовании рентгеновских лучей необходимо проявлять большую осторожность.

Многие астрономические источники излучают радиацию в этих вредных частях спектра. К счастью, атмосфера Земли блокирует почти все эти опасные лучи и не дает им достичь Земли. Атмосфера Земли также блокирует большую часть ИК. Это как раз хорошо, потому что блокировка идет в обе стороны: радиация ИК сдержана внутри так же, как сдержана вне. Блокирование ИК-излучения является парниковым эффектом, который делает поверхность Земли намного теплее, чем это было бы в противном случае. В то время как вся эта спектральная блокировка полезна для жизни, она наиболее неудачна для астрономии, потому что много информации передается в тех частях спектра, которые заблокированы.

Телескоп Хаббла на орбите Земли

После Второй мировой войны были разработаны технологии для исследования частей спектра, отличных от оптического. Радио-часть спектра может быть обнаружена с земли, но радио-часть оставалась неиспользованной до окончания Второй мировой войны. В послевоенную эпоху было сделано много достижений в радиоастрономии. Кроме того, астрономы начали исследовать части спектра, недоступные с земли, с коротких высотных полетов с захваченными немецкими ракетами V2. Позднее подобные эксперименты были продолжены с ракетами, разработанными в США, и дополнены полетами на воздушном шаре на большой высоте. В последние годы различные орбитальные обсерватории значительно расширили наши знания, позволив нам получить доступ к ИК, УФ, рентгеновским и γ-лучам.

Пожалуй, самой известной орбитальной обсерваторией является космический телескоп Хаббла (the Hubble Space Telescope, HST). HST — это возможность наблюдать за видимой и ближней УФ. В то время как большинство этих длин волн можно изучать с земли, HST был помещен на орбиту, чтобы избежать размывания эффектов атмосферы Земли. Когда звездный свет проходит через атмосферу, изменение плотности из-за изменения температуры заставляет свет следовать немного другими путями. Быстро меняющиеся траектории света заставляют звезды мерцать. Мерцание приводит к размытым изображениям. Большие телескопы никогда не смогут реализовать свою полную способность к созданию изображений из-за этого размытия. Над атмосферой Земли HST не имеет никаких проблем с атмосферным размытием, поэтому он имеет беспрецедентное разрешение.

Телескопы

Сердцем телескопа является его светопропускающее устройство, которое называется объективом. Если объектив представляет собой выпуклую линзу, телескоп называют рефрактором, потому что линза сгибает или преломляет свет, чтобы сформировать изображение. Другой тип телескопа — отражатель, так называемый потому, что он использует вогнутое зеркало, которое отражает свет, чтобы сформировать изображение. Важными функциями объектива являются сбор света и формирование изображения. Размер телескопа определяется диаметром объектива. Например, 60-миллиметровый телескоп имеет объектив диаметром 60 мм. HST имеет объектив, который составляет 2,4 метра. Самые большие оптические телескопы — это двойные 10-метровые телескопы Кека в обсерватории Мауна-Кеа на Гавайях.

Иллюстрации рефлекторного телескопа и рефракторного телескопа

Изображение предоставлено Брайаном Миллером


Каковы преимущества более крупного телескопа? Одним из преимуществ является то, что большие телескопы, имеющие более объективную площадь поверхности, собирают больше света. Больше света заставляет изображения казаться ярче. Отдаленные объекты, слишком слабые, чтобы их можно было увидеть с помощью меньшего телескопа, могут быть видны в больших телескопах. Поскольку наблюдаемая яркость объекта уменьшается с расстоянием, это означает, что большие телескопы позволяют нам изучать все более удаленные объекты. Еще одним преимуществом больших телескопов является то, что они обеспечивают более высокое разрешение. Разрешение — это способность видеть мелкие детали. Это особенно заметно на планетах. Большой телескоп обычно показывает особенности, которые не будут видны в меньших телескопах. Однако упомянутый ранее эффект размытости земной атмосферы ограничивает это.

Расстояние между объективом телескопа и изображением далекого объекта называется фокусным расстоянием. Мы можем изучить изображение, сформированное объективом, увеличив изображение с помощью окуляра. Величина увеличения, или мощности, определяется путем деления фокусного расстояния объектива на фокусное расстояние окуляра. Например, окуляр с фокусным расстоянием 20 мм, используемый с телескопом с фокусным расстоянием 1000 мм, будет производить увеличение в 50 раз. То есть, просматриваемые объекты будут казаться в 50 раз больше. Это обычно выражается как 50x.

Величина увеличения телескопа часто чрезмерно подчеркивается в рекламе. При увеличении увеличения изображение становится больше, но количество собранного света не увеличивается. Увеличенное изображение означает, что доступный свет распространяется на большую площадь, так что изображение выглядит намного слабее, чем при меньшей мощности. Кроме того, любое размытие, вызванное атмосферой Земли или несовершенством оптики, будет значительно увеличено высокими силами. Поэтому есть предел тому, насколько можно с пользой увеличить изображение. Хорошее правило заключается в том, что максимальное увеличение в лучшие ночи должно быть не более 50x для каждого дюйма диаметра объектива. Например, самая высокая мощность, которую можно когда-либо использовать с десятидюймовым телескопом, была бы 500x. Это было бы пределом в самые лучшие ночи; в большинстве ночей должно использоваться меньшее увеличение.

Профессиональные астрономы проводят мало времени, всматриваясь в окуляр. Вместо этого к телескопу крепится оборудование для измерения и регистрации света. Иногда телескоп используется в качестве объектива камеры для записи изображения. Когда-то это делалось с помощью фотографических эмульсий, но устройство с зарядовой связью (ПЗС) в значительной степени заменило фотографию. ПЗС — это компьютерная микросхема с множеством небольших светочувствительных элементов, которые приобретают заряды, пропорциональные количеству падающего на них света. Для получения изображения компьютер периодически считывает заряды с ПЗС. Оно собирает свет гораздо более эффективно, чем могут обычные фотографии. Таким образом, ПЗС намного быстрее, чем фотография, так что одноминутное изображение ПЗС может записывать столько же света, сколько и часовая фотография. Изучение изображений может многое рассказать о небесных объектах.

Фотометрия

Помимо прямого изображения есть еще два основных применения телескопов. Одна из них — фотометрия. Слово «фотометрия» происходит от двух слов, которые означают «измерение света», поэтому фотометрия — это наука об измерении яркости света. Многие звезды различаются по яркости. Переменные звезды могут изменять яркость по ряду причин. Измерения яркости звезд дают нам необработанные данные, которые позволяют нам определить, почему та или иная звезда меняется в яркости.

Астрономы используют величины, чтобы выразить яркость звезды. Эта система была разработана греческим астрономом Гиппархом два тысячелетия назад. Есть две особенности с системой величины. Во-первых, меньшие числа соответствуют более ярким звездам, в то время как более высокие числа соответствуют более слабым звездам. Самые яркие звезды на нашем небе имеют первую величину, в то время как самые слабые, видимые невооруженным глазом в темную ночь, имеют примерно шестую величину. Самые слабые объекты, обнаруженные сегодня, слабее, чем магнитуда 30. Величина полной Луны составляет около -12,5, а Солнца — -26,8. Другая особенность заключается в том, что масштаб является логарифмическим. Система устроена так, что каждая разница в одну величину соответствует коэффициенту яркости около 2,5. Разница в пять величин определяется как коэффициент яркости ровно в 100 раз.

В качестве примера рассмотрим звезду первой и шестой величины. Звезды первой величины — это примерно самые яркие звезды на нашем небе, в то время как шестая величина — это предел того, что невооруженным глазом можно увидеть в ясную, темную ночь. Звезда шестой величины на пять величин слабее звезды первой величины. Поэтому звезда шестой величины в 100 раз слабее. Во сколько раз слабее звезды первой величины является звезда одиннадцатой величины? Это разница в десять величин. Поскольку это разница в пять величин в два раза, некоторые могут ошибочно заключить, что звезды отличаются по яркости на 100 + 100 = 200. Тем не менее, каждая разница в величине пять является мультипликативным фактором 100. Поэтому разница в десять величин — это коэффициент 100 х 100 = 10 000 = 104 . Точно так же разница в пятнадцать величин является фактором 1 000 000 = 106.

То, что мы описали до сих пор, — это видимая величина, насколько яркой кажется нам звезда. Однако яркость звезды зависит от двух факторов: насколько она яркая на самом деле и как далеко находится звезда. В профессиональных кругах звездные расстояния обычно выражаются в парсеках — единицах, которые будут описаны позже. Большинство людей более знакомы со световыми годами; парсек содержит 3,26 световых года. Если расстояние до звезды и ее видимая величина известны, то мы можем выразить ее действительную яркость как абсолютную величину. Абсолютная величина определяется как видимая величина, которую имела бы звезда, если бы она находилась на расстоянии 10 парсеков или 32,6 световых лет. Солнце имеет абсолютную величину 4,8. Пусть m — кажущаяся величина, M — абсолютная величина, а d — расстояние, выраженное в парсеках. Эти величины связаны через уравнение

 d = 10 (м-М+5)/5.

Спектроскопия

Третье использование телескопа — спектроскопия. Призма или дифракционная решетка рассеивает свет, что означает, что свет разбивается на спектр различных длин волн. Устройство, прикрепленное к телескопу, которое делает это, называется спектрографом, а запись спектра называется спектрограммой. Изучение звездных спектров может дать нам много информации о звездах. К ним относятся такие вещи, как температура, размер, состав и движение.

Иллюстрация спектроскопа

Изображение предоставлено Брайаном Миллером


Самый простой атом — это атом водорода, который имеет один электрон, вращающийся вокруг ядра, которое обычно содержит один протон. Ниже приведена иллюстрация атома водорода. Обратите внимание, что электрон можно найти на одной из нескольких орбит. Каждая орбита отличается числом, обозначенным как n, причем n имеет положительные целые значения, начинающиеся с единицы. Самая низкая орбита, ближайшая к ядру, обозначается n = 1, следующая по высоте как n = 2 и так далее. По мере увеличения значения n орбиты сближаются. При больших значениях числа n орбиты втискиваются вместе к предельному максимальному размеру орбиты, соответствующему значению n, приближающемуся к бесконечности. Этот предел размера орбиты равен максимальному размеру атома водорода.

Изображение предоставлено Брайаном Миллером

Атом водорода


Электронные орбиты квантованы. Это означает, что электроны могут быть найдены только на орбитах, соответствующих целому значению n, как показано на рисунке. Электрон не может вращаться частично между двумя орбитами. Каждая орбита соответствует некоторой энергии, причем самые внутренние орбиты имеют наименьшую энергию, а самые внешние — наибольшую. Поскольку орбиты квантованы, энергия электрона также квантована. Электрон может совершить скачок или переход с одной орбиты на другую. Поскольку электрон совершает восходящий переход с более низкой орбиты на более высокую, он должен получить энергию. Когда электрон совершает нисходящий переход из более высокого состояния в более низкое, он должен терять энергию. Одним из способов получения или потери энергии электроном является поглощение или испускание фотона. Ранее в нашем обсуждении мы обнаружили, что энергия фотона прямо пропорциональна частоте фотона. Чем больше разность энергий между двумя орбитами, тем больше частота задействованного фотона.

Спектр излучения

Предположим, что электрон в атоме водорода находится на орбите n = 3. Электрон может совершить нисходящий переход либо в состояние n = 1, либо в состояние n = 2. Поскольку эти нисходящие переходы испускают фотон, а не поглощают его, эти переходы происходят довольно легко. Другой способ взглянуть на это — понять, что электрон переходит из более высокого энергетического состояния на уровень меньшей энергии. Это естественное направление процессов, продиктованное вторым законом термодинамики. Часто электрон совершает переход из состояния n = 3 в состояние n = 2, при этом излучение фотона имеет энергию, равную разности энергий между второй и третьей орбитами. Энергия этого фотона соответствует частоте в красной части спектра. Этот переход и полученный красный фотон называются H.

Предположим, что вместо того, чтобы начать в состоянии n = 3, электрон начал из состояния n = 4. Тогда у электрона будет выбор падения в состояние n = 1, 2 или 3. Предположим, что электрон снова перешел в состояние n = 2. Поскольку орбита n = 4 имеет больше начальной энергии, чем состояние n = 3, испускаемый фотон должен иметь больше энергии, чем H-фотон. Большая энергия приводит к более высокой частоте, и цвет этого испущенного фотона больше к синему концу спектра, чем H. На самом деле, он кажется синим. Это излучение называется H.

Теперь предположим, что электрон изначально находился в следующем более высоком состоянии n = 5. Если бы электрон, как и прежде, перешел в состояние n = 2, разность энергий была бы еще больше, а частота испускаемого фотона — еще больше. Этот фотон находится в фиолетовой части спектра и называется H. Эта серия может продолжаться бесконечно со все более высокими начальными орбитами с последовательными греческими буквами. Разница в энергии становится все меньше и меньше с более высокими членами, так что частоты фотонов становятся ближе друг к другу. Эта серия называется серией Бальмера, в честь немецкого физика с таким именем, который открыл ее экспериментально во второй половине 19-го века.

Серия Бальмера была важной частью информации, которая привела Нильса Бора к разработке его модели атома примерно в 1914 году. Эта модель, хотя и немного наивная, является основной моделью атома, которую мы имеем сегодня, и является версией современной теории, которой большинство из нас учат в школе. Существуют дополнительные серии, возникающие в результате других переходов в атоме водорода. Например, ряд Лаймана находится в УФ и является результатом переходов в состояние n = 1 с более высоких уровней. Ряд Пашена является результатом переходов между уровнем n = 3 и более высокими состояниями, но он находится в ИК. Все эти другие серии лежат за пределами видимой части спектра, поэтому только серия Бальмера может быть легко наблюдаема людьми. Действительно, даже в этой серии видны только первые три линии излучения. Все последующие линии за H лежат в УФ-диапазоне за пределами того, что может видеть глаз, хотя они могут быть сфотографированы.

Как электроны попадают в более высокие энергетические состояния для начала? Электроны могут быть подняты на более высокие орбиты путем ввода энергии, такой как нагрев или электрический разряд. Электрический разряд используется в лампах низкого давления. Примеры ламп низкого давления включают в себя множество уличных фонарей и люминесцентных ламп. Поскольку электроны падают в более низкие энергетические состояния, они испускают фотоны только при дискретных энергиях, как только что описано. Поэтому излучаемый спектр будет темным, за исключением тех длин волн, где происходит излучение. Такой спектр называется яркой линией, или эмиссионным спектром, потому что в спектре будут присутствовать яркие эмиссионные линии. Водород производит геометрическую прогрессию трех спектральных линий на частотах (или попеременно длинах волн) в видимой части спектра, как только что описано.

Подобным же образом другие элементы создают наборы спектральных линий. Однако, поскольку энергетические различия между состояниями неодинаковы, длины волн и паттерны фотонов различны. В результате каждый элемент имеет уникальный набор линий. Это является основой химического анализа с использованием спектроскопии. Если образец нагревается или возбуждается до флуоресценции, спектрограмма излучения покажет линии присутствующих элементов. Спектры излучения получаются из горячих газов при низком давлении. Эмиссионные линии, как только что описано, видны в спектрах туманностей и хромосферы, верхнего слоя в атмосфере Солнца.

Спектр поглощения

Большинство звездных спектров сильно отличаются от спектров излучения. Горячее твердое тело, жидкость или газ при высоком давлении создают непрерывные спектры, где все длины волн или цвета видны без каких-либо линий. Если свет от непрерывного источника проходит через более холодный газ низкого давления, то виден спектр поглощения. Спектры поглощения имеют яркий фон, прерываемый темными линиями поглощения. Другое название спектра поглощения — спектр темных линий. Внутренности звезд — это горячие газы высокого давления, поэтому они создают непрерывные спектры. Внешние слои звезд (атмосферы звезд) холоднее и менее плотны, чем внутренние, поэтому результирующие Звездные спектры имеют линии поглощения.

Как формируются линии поглощения? Процесс является обратным тому, что с линиями эмиссии. Электроны изначально находятся в более низком состоянии. Если фотон, имеющий правильное количество энергии, проходит мимо, электрон может поглотить фотон и использовать энергию фотона для перехода на более высокую орбиту. В конце концов, электрон испустит еще один фотон и вернется в более низкое состояние, но новый фотон, как правило, будет иметь случайное направление, так что есть чистая потеря фотонов в первоначальном направлении движения света (наружу из недр звезды). Например, электроны в атомах водорода, первоначально находящихся в состоянии n = 2, могут поглощать фотоны, обладающие достаточной энергией, чтобы поднять электроны до состояния n = 3, 4 или 5. Количество энергии, поглощенной в каждом из этих переходов, такое же, как и при возникновении излучения. Поэтому длины волн (или частоты) участвующих фотонов будут идентичны тем, которые видны в излучении. Таким образом, спектр поглощения подобен отрицательному спектру излучения. Другие элементы имеют линии поглощения на тех же длинах волн, что и их эмиссионные линии. Спектры почти всех звезд являются спектрами поглощения. Несколько странных звезд, называемых звездами Вольфа-Райета, имеют вместо этого спектры излучения.

Когда сравниваются спектры различных звезд, становится очевидным, что в разных звездах существует ошеломляющий массив различных спектральных линий. Чтобы разобраться в этом беспорядке, около века назад обсерватория Гарвардского колледжа начала программу классификации звездных спектров. Система, которая в конечном счете появилась, была основана на температуре. В порядке убывания температуры спектральными типами являются O, B, A, F, G, K и M. Каждый класс подразделяется на 10 подклассов, которые работают от 0 до 9. Солнце имеет спектральный тип G2. Чуть более горячая звезда была бы подклассом G1, в то время как немного более холодная — G3.

Звезды спектрального типа А имеют наиболее интенсивные линии Бальмера водорода, в то время как O и M типы не имеют линий Бальмера. В G-типа звезды, подобные Солнцу, эти линии умеренно слабы. Можно было бы ожидать, что наличие или отсутствие спектральных линий конкретного элемента будет сигнализировать о наличии или отсутствии самого элемента, но это не так. Слабость линий Бальмера водорода не означает, что водород встречается редко на солнце или что отсутствие этих линий в звездах типа O и M означает, что этим звездам не хватает водорода. Фактически, водород считается самым распространенным элементом почти во всех звездах. Для того чтобы спектральные линии конкретного элемента были видимы, элемент, очевидно, должен присутствовать, но электроны также должны находиться на правильных начальных орбитах. При поглощении линии Бальмера требуют, чтобы электроны изначально находились в состоянии n = 2. При низких температурах большинство электронов будет находиться в основном, или n = 1, состоянии. Поэтому, если температура звезды слишком холодная, большинство электронов будут находиться в самом низком состоянии и, следовательно, не смогут совершить переход, который произведет фотон Бальмера. Если звезда слишком горячая, почти все электроны будут находиться на сильно возбужденных орбитах или даже ионизированы. Поэтому на орбите n = 2 будет слишком мало электронов, чтобы создать линии Бальмера. Подводя итог, можно сказать, что водородные линии Бальмера могут существовать в звездах, имеющих только определенный диапазон температур. Пик этих линий, где наибольший процент атомов водорода имеет свои электроны в состоянии n = 2, находится при температуре около 10 000°К. Эта температура соответствует спектральному типу A0.

Другие элементы имеют аналогичные ограничения на их видимость. Самые горячие звезды (спектральный тип O) имеют атмосферные температуры около 40 000°K, и единственные линии в их спектрах обусловлены ионизированным гелием. Менее горячие звезды имеют нейтральные гелиевые линии и слабые водородные линии. При более низких температурах водородные линии усиливаются, в то время как гелиевые линии исчезают. Водородные линии достигают максимума в типе А. Переходя к более холодным типам, водородные линии постепенно исчезают и заменяются ионизированными металлическими линиями. К тому времени, когда достигаются самые холодные звезды (спектральный тип M с температурой около 3000°K), нейтральные металлические линии и полосы из-за некоторых молекул присутствуют. В заключение отметим, что основные спектральные типы являются функцией температуры, а не состава.

Однако есть несколько звезд (менее 1%), которые имеют нечетные составы, которые делают их спектры весьма отличными от подавляющего большинства звезд. Ярким примером является группа звезд, называемых углеродными звездами. Как следует из названия, углеродные звезды содержат много углерода. Обычно звезды имеют больше кислорода, чем углерода, но углерод более распространен в углеродных звездах. В нормальных звездах красного гиганта весь углерод используется для образования монооксида углерода (CO), оставляя кислород в сочетании с металлами для образования оксидов металлов, которые доминируют в их спектрах. В углеродных звездах весь кислород расходуется, оставляя углерод для образования различных соединений углерода. Эти соединения и свободные металлы в атмосфере углеродных звезд изменяют структуру атмосферы углеродных звезд. Это сильно отличает их от обычных красных гигантов. Одно очевидное отличие состоит в том, что углеродные звезды часто намного краснее обычных красных гигантов. Углеродные звезды были классифицированы как R или N типов, которые параллельны K и M типов в температуре. Более современная классификация объединяет типы R и N в один класс C.

К углеродным звездам относятся металлические звезды, классифицируемые как S-тип. Металлические звезды имеют странное содержание металла. Например, некоторые звезды S содержат элемент технеций, стабильных изотопов которого нет. Есть и другие примеры звезд с нечетными спектрами, но обычно они могут быть сгруппированы с более «нормальными» спектральными типами с различными добавленными буквами, чтобы указать их особенности. Например, к некоторым звездам добавляется буква «е» для обозначения излучения или «м» для обозначения магнитных полей. Астрономы разработали эволюционные теории, чтобы объяснить, как эти странные звезды стали такими.

Температуру можно определить по спектральному типу, но есть и другие способы. Одним из методов является измерение цвета. Цвет является результатом разницы в величине, измеренной на разных длинах волн. Астрономы разработали фильтры, которые позволяют нам измерять различные части спектра. Два из наиболее распространенных — это фильтр B, который находится в синей части спектра, и фильтр V, который находится в визуальной (желто-зеленой) части спектра. За исключением линий поглощения, спектры звезд сильно напоминают спектры черных тел. Черное тело — это объект, который идеально поглощает и излучает электромагнитную энергию. Они называются черными телами, потому что при более низких температурах, таких как комнатная температура, они кажутся черными. Очевидно, что при высоких температурах они кажутся яркими.

На рисунке ниже показано сравнение спектров двух черных тел, имеющих разные температуры. Обратите внимание, что кривая более горячей температуры выше, чем кривая более холодной температуры. Также обратите внимание, что пик более горячей кривой находится на более короткой длине волны, чем у более холодной кривой. Для глаз горячая звезда кажется голубой, а холодная звезда — красной. Промежуточные температуры звезды кажутся желтыми, с различными оттенками между ними. Фильтр B расположен так, что он находится вблизи длины волны, где спектр горячей звезды достигает максимума, в то время как фильтр V находится далеко от пика. Поэтому, если сравнить величины, измеренные в любом фильтре, величина B будет намного ярче. Однако для более холодной звезды пик ближе к фильтру V, а фильтр B будет далеко от пика. Поэтому величина V более холодной звезды будет больше, чем величина B. Поскольку сравниваются величины одной звезды, общая высота кривой не имеет значения.

Иллюстрация закона Вейна

При нагреве черного тела длина волны максимального излучения сокращается, а излучаемая энергия увеличивается на всех длинах волн.


Разница в величине называется индексом цвета и обычно выражается как B-V. Очень горячая звезда может иметь B-V от -0.10, в то время как очень холодная звезда может иметь B-V от +1.70. Первая звезда будет казаться синей, а вторая — красной. Солнце — это желтая появляющаяся звезда средней температуры с температурой чуть меньше 6000°К. B-V Солнца составляет около +0.62. Эта система индекса цвета была откалибрована с точными спектральными типами и вообще предлагает очень эффективный способ измерить звездные температуры.

Скорости движения звезд

Спектроскопические данные могут сказать нам, как быстро звезды движутся к нам или от нас по доплеровскому сдвигу. Доплеровское смещение и космологическое красное смещение — это не одно и то же, хотя они кажутся одинаковыми. Если звезда удаляется от нас, то линии в ее спектре будут смещены в сторону более длинных волн, в то время как у звезды, движущейся к нам, линии будут смещены в сторону более коротких волн. Многие спектрографы могут производить лабораторный спектр некоторого материала, который может быть записан вместе со звездными спектрами. Мы можем калибровать звездные спектры, сравнивая лабораторные и звездные спектры. Таким образом можно измерить даже небольшие спектральные сдвиги, вызванные движением всего в несколько километров в секунду. Спектроскопия может измерить только те движения, которые находятся в прямой видимости; поперечное движение, перпендикулярное к прямой видимости, не может быть измерено таким образом. Движение линии визирования называется радиальной скоростью, в то время как поперечное движение называется тангенциальной скоростью.

Радиальные скорости очень полезны. Во-первых, это прямое подтверждение того, что Земля движется вокруг Солнца. Наша орбита вокруг Солнца заставляет радиальную скорость большинства звезд смещаться синусоидальным образом в течение года. То есть звезды, лежащие вблизи орбиты Земли вокруг Солнца, имеют свои радиальные движения, изменяющиеся на плюс и минус 30 км/сек каждый год. Эта скорость — скорость, с которой Земля обращается вокруг Солнца. Поэтому измерения радиальной скорости должны быть скорректированы для этого эффекта, чтобы выразить радиальные скорости по отношению к Солнечной системе. Поскольку Солнце является центром Солнечной системы, измеренные радиальные скорости, скорректированные на движение Земли вокруг Солнца, называются гелиоцентрическими радиальными скоростями. Гелиоцентрические радиальные скорости говорят нам, какие звезды движутся к Солнцу, а какие удаляются, хотя измеренная радиальная скорость на самом деле представляет собой комбинацию движения звезды и движения Солнца. Анализ лучевых скоростей огромного количества звезд позволил астрономам определить то, что называется локальным эталоном покоя. Мы также знаем, что Солнце движется вокруг центра галактики со скоростью около 250 км/с. Эта информация позволяет нам оценить массу галактики.

Измерения радиальной скорости очень важны при изучении двойных звезд. Двойная звезда — это система из двух звезд, которые вращаются вокруг друг друга под действием их взаимной гравитации. Поскольку члены двойной звезды вращаются вокруг друг друга, они могут попеременно двигаться к нам и от нас, что приводит к периодическим доплеровским сдвигам в спектральных линиях. Эти сдвиги позволяют моделировать систему и определять основные звездные параметры, такие как масса. Близкие двойные звезды являются местами многих интересных астрономических явлений. Например, многие близкие двойные звезды имеют перенос массы от одной звезды к другой, процесс, который легко наблюдать с помощью спектроскопии.

В последние годы эти виды радиальных скоростей использовались для поиска внесолнечных планет, то есть планет, вращающихся вокруг других звезд.1 В двойной звездной системе обе звезды движутся, потому что одна звезда притягивает другую своей гравитацией. Третий закон движения Ньютона гарантирует, что величина силы на любом из них равна по величине. Насколько сильно движется та или иная звезда, зависит от того, насколько схожи их массы. Если массы равны, то звезды будут двигаться одинаково. Если одна звезда имеет большую массу, чем другая, то менее массивная звезда будет двигаться больше, причем соотношения движений звезд обратно пропорциональны массам звезд. На самом деле именно эта зависимость позволяет нам определять массы звезд в двойных звездных системах. Планеты также перемещают Солнце, но поскольку Солнце имеет гораздо большую массу, чем планеты, планеты делают почти все движение, в то время как Солнце делает их очень мало. Поиск внесолнечных планет основывается на поиске очень тонких доплеровских сдвигов в звездах-кандидатах. Небольшой периодический сдвиг в спектре звезды может свидетельствовать о планете, вращающейся вокруг этой звезды. Когда мы вычисляем количество массы, необходимое для создания этих тонких орбитальных движений в Звезде, и обнаруживаем, что масса слишком мала, чтобы быть звездой, тогда мы приходим к выводу, что невидимое орбитальное тело должно быть планетой. Большинство астрономов сходятся во мнении, что мы нашли много внесолнечных планет, и список их растет.

Изображение предоставлено Science Photo Library

Концепция художника о двойной звездной системе


Наблюдение внесолнечных планет не лишено противоречий. Даже одиночные звезды могут проявлять периодические радиальные скорости. Многие переменные звезды пульсируют. То есть они регулярно расширяются и сокращаются. Когда эти звезды расширяются и сжимаются, они попеременно создают радиальные скорости по направлению к нам и от нас, которые накладываются на их регулярное движение. Когда эти звезды расширяются и сжимаются, их температура также меняется. Вы должны помнить, что при расширении газ охлаждается, а при сжатии нагревается. Сложное взаимодействие изменения размера и температуры заставляет пульсирующие звезды заметно менять яркость. Это то, что делает их переменными звездами. Очень тонкие периодические доплеровские сдвиги в потенциальных хозяевах внесолнечных планет на порядки ниже, чем у пульсирующих звезд. Поэтому некоторые астрономы сначала предполагают, что если звезды, которые якобы содержат другие планеты, на самом деле пульсируют, то небольшие изменения в размерах этих звезд не могут быть легко видны как изменения света. Это возражение было преодолено к удовлетворению большинства, и поэтому это не похоже на способ объяснить существование внесолнечных планет.

Кроме того, является ли существование других планет проблемой для библейского мировоззрения? Не совсем. Большинство креационистов предполагают (и это правильно, я полагаю), что на других планетах нет жизни (внеземной жизни). Некоторые креационисты, очевидно, думают, что отрицание существования других планет каким-то образом ограничит эту возможность. Однако мы должны приветствовать и другие планеты. Все планеты, обнаруженные во время написания этой статьи, очевидно, враждебны любой форме жизни, потому что большинство из них слишком массивны или слишком близки к своим родительским звездам, или и то, и другое. Это должно быть мощным свидетельством того, что наша планета особенная. Даже если некоторые из этих планет могут быть гостеприимны для жизни, мы знаем, что жизнь из неживой материи, кроме творения, невозможна.

Тангенциальные скорости гораздо труднее измерить, чем радиальные. Движение в тангенциальном направлении приводит к постепенному изменению положения звезды на небе. Сравнение фотографий звезд, сделанных с разницей во много лет, показывает, как быстро звезды меняют свое положение. Среднегодовое изменение положения звезды называется собственным движением звезды и выражается в дуговых секундах в год. Большинство правильных движений очень малы. Самое большое собственное движение — это звезда Барнарда, которая составляет всего 11,2”/год. Звезде Барнарда требуется около 160 лет, чтобы переместить эквивалентный диаметр Луны. Собственное движение зависит как от тангенциальной скорости, так и от расстояния. Звезда, которая движется очень быстро в тангенциальном направлении, не должна иметь большого собственного движения, если она находится далеко. И наоборот, звезда, находящаяся поблизости, может иметь большое собственное движение, но умеренную тангенциальную скорость. Чтобы найти тангенциальную скорость, мы должны знать как собственное движение, так и расстояние. Обычно более близкие звезды имеют более крупные и, следовательно, более точно известные собственные движения. Мы также лучше знаем расстояния до ближайших звезд. Поэтому измерение тангенциальных скоростей ограничено ближайшими звездами, в то время как радиальные скорости могут быть найдены на любом расстоянии.

Звездная масса

Массы звезд находят путем изучения двойных звезд. Как было сказано выше, члены двойных звездных систем вращаются по своей взаимной гравитации. Для данного разделения орбитальная скорость и период зависят от того, сколько гравитации присутствует. Сила тяжести, в свою очередь, зависит от количества массы. Таким образом были определены массы сотен звезд. Наименее массивные звезды составляют около 8% массы Солнца, а самые массивные — в несколько десятков раз больше массы Солнца. Хотя мы можем найти массы звезд только в бинарных системах, мы находим в бинарных системах широкий спектр звезд, которые кажутся идентичными одиночным звездам. Поэтому разумно заключить, что мы знаем массы звезд.

Астрономы измерили массу галактики, рассматривая солнце и галактику как двойную звездную систему. Как уже упоминалось выше, Солнце вращается вокруг галактики со скоростью около 250 км/с. Мы считаем, что Солнце находится примерно в 25 000 световых лет от центра. Это простая физика, чтобы вычислить ускорение и, следовательно, массу, необходимую для удержания Солнца на орбите. Количество массы составляет около 1011 масс Солнца. Аналогичные исследования других объектов, вращающихся вокруг нашей галактики и других галактик, показали, что темная материя может существовать.

Звездный размер

Затмение двойных звезд предлагает нам прямой способ измерения диаметров звезд. Затмевающий двоичный файл — это двоичный файл, в котором орбитальная плоскость рассматривается почти ребром, так что с каждой орбитой звезды проходят перед или затмевают друг друга. Очевидно, что большим звездам требуется больше времени, чтобы затмить друг друга, чем меньшим, поэтому продолжительность затмений говорит нам, насколько велики звезды. Возможно, сотни звезд были измерены таким образом. Когда сравниваются похожие звезды из разных двойных затмений, их размеры довольно хорошо согласуются. Это дает нам уверенность в том, что когда мы видим другие звезды, которые не находятся в затмевающих двойных системах, но в остальном похожи на те, которые есть, тогда мы, вероятно, знаем размеры этих звезд.

Сравнение размеров Солнца

На этой иллюстрации показана разница в размерах нашего Солнца по сравнению с самыми крупными звездами.


Существует несколько косвенных способов определения размеров звезд. Время от времени Луна проходит перед звездой, что является событием, называемым затмением. Как исчезновение звезды за Луной, так и ее последующее появление на другой стороне происходит очень быстро (обычно гораздо меньше секунды). Высокоскоростные фотометрические измерения показывают, что звезда исчезает не мгновенно, а «постепенно» в течение крошечной доли секунды. Часто это занимает тысячные доли секунды. Скорость, с которой звезда исчезает и позже появляется, зависит от нескольких вещей, таких как скорость Луны на ее орбите, угол, который край Луны делает с движением Луны, и кажущийся размер звезды. Видимый размер — это угол, под которым находится звезда, и обычно выражается в единицах миллисекунды дуги или тысячах секунд дуги. Все остальные факторы известны, поэтому из полученных данных можно рассчитать, насколько велик угловой диаметр. Однако мы можем преобразовать угловой диаметр в фактический линейный диаметр (в километрах), только если мы знаем расстояние до звезды. Вот почему это косвенный метод. Если расстояние не известно, то диаметр звезды не может быть найден.

В то время как метод лунного затмения работает очень хорошо, Луна затеняет звезды только в полосе шириной около 11 градусов, центрированной вдоль эклиптики. Большинство звезд не встречаются в этой узкой области неба. Это метод использования принципа интерференции, возникающей в результате волновой природы света, для извлечения определенной информации из света. Это можно сделать со светом некоторых звезд, чтобы измерить их угловые диаметры. Как и в случае с методом лунного затмения, расстояние до звезды должно быть известно, чтобы найти фактический диаметр, поэтому это тоже косвенный метод. Он также страдает от ограничения, что только звезды с очень большими угловыми диаметрами могут быть измерены, поэтому он ограничен гораздо большим угловым диаметром звезд, чем метод лунного затмения.

Четвертый метод определения диаметров звезд включает в себя использование некоторых хорошо изученных физических методов. Закон Стефана-Больцмана утверждает, что количество энергии, выделяемой черным телом, идет в четвертой степени температуры. В виде уравнения,

L = σT4

где L — светимость (полная энергия, излучаемая в секунду), T — температура в кельвинах, а σ — физическая постоянная. Общая яркость звезды также зависит от площади ее поверхности. Звезды, как правило, сферические, поэтому площадь должна быть 4 π R 2. Эти два уравнения можно объединить в одно уравнение, но единицы измерения будут немного громоздкими. Поэтому астрономы обычно переходят на солнечные единицы, чтобы упростить уравнение:

L = R2T4

где L, R и T — светимость, радиус и температура звезды, выраженные в солнечных единицах. Что такое солнечные единицы? Это величины, выраженные в единицах измерения Солнца. Например, яркость Солнца составляет 3,88 х 1033 эрг/сек, поэтому эта величина определяется как единица. Радиус Солнца составляет 6,96 х 1010 см, так что это единица радиусов. Температура поверхности Солнца составляет 5 770°K, так что это одна единица температуры.

Это уравнение можно перевернуть, чтобы решить для R, но сначала мы должны знать T и L. Определение температуры прямолинейно по спектральному типу цвета, как обсуждалось ранее. Яркость сложнее. Мы должны знать расстояние, чтобы преобразовать видимую величину в абсолютную величину. Инвертирование более раннего уравнения, которое связывало эти величины, может сделать это. Тем не менее, как кажущиеся, так и абсолютные величины измеряются на определенных длинах волн, таких как в B или V фильтрах. Светимость должна быть выражена как сила, высвобождаемая звездой, когда рассматриваются все длины волн. Такая величина называется абсолютной болометрической величиной. Невозможно измерить болометрические величины, поэтому мы вычисляем их, используя те измерения, которые мы можем, и, соединяя вместе остальную часть спектра и хорошо понимаемую физику. Некоторые астрономы потратили большую часть своей профессиональной карьеры, готовя таблицы для других астрономов, чтобы сделать эти преобразования. После того, как абсолютная болометрическая величина была найдена, мы можем легко преобразовать ее в яркость, чтобы вставить в уравнение.

Поскольку этот метод определения размеров звезд не ограничивается звездами вдоль эклиптики, он является очень мощным. Однако, поскольку это требует знания расстояния до каждой измеренной звезды, это косвенный метод. Это также зависит от некоторых моделей, таких как звездно-атмосферные модели, которые позволяют преобразовать наблюдаемую величину в светимость. Это приводит к ошибке, но есть ограничения на эту ошибку. Вполне вероятно, что мы можем определить размеры звезд этим методом с точностью до 20%.

Нахождение звездных расстояний

Существует только один прямой метод нахождения звездного расстояния — тригонометрический параллакс. Параллакс — это видимое смещение звезды, когда Земля обращается вокруг Солнца каждый год. На рисунке ниже показана схема возникновения тригонометрического параллакса. Обратите внимание, что есть очень тонкий треугольник с небольшим углом у звезды. Этот угол называется углом параллакса, и обычно обозначается буквой π. Здесь π — переменная, а не константа, определяемая как отношение окружности круга к его радиусу и аппроксимируемая 3,14. Одна нога треугольника — это линия между звездой и солнцем, а другая нога — линия между звездой и землей. Основание треугольника — это линия между Землей и солнцем. База имеет длину в одну астрономическую единицу (АС). Длина любой из двух ног — это расстояние до звезды, d. поскольку угол параллакса настолько мал, мы можем использовать приближение малого угла,

π = 1 / d

Иллюстрация тригонометрического параллакса

Изображение предоставлено Брайаном Миллером


В обычных единицах измерения параллакс измеряется в радианах, а расстояние выражается в а. е. Поскольку звезды находятся так далеко, все углы параллакса будут очень малы, а расстояния будут очень большими, если выражать их в условных единицах. Поэтому астрономы используют свои собственные единицы измерения. Угол параллакса измеряется в секундах дуги, и поэтому должна быть определена новая единица измерения расстояния. Новая единица измерения определяется как единица, если параллакс равен одной секунде дуги. Мы определяем эту единицу как parsec (произносится par-seck и сокращенно pc) от параллакса одной секунды дуги. Парсек равен 3,26 световых года. Ближайшая звезда, α Центавра, имеет параллакс 0,76 угловых секунд, поэтому ее расстояние составляет около 1,3 парсеков.

Первый параллакс был измерен в 1830-х годах, и в течение 160 лет все измерения параллакса были сделаны в значительной степени таким же образом. Классические методы с Земли имеют погрешность около 0,01 угловой секунды. Поскольку эта ошибка составляет параллакс 100 pc, многие люди ошибочно заключают, что измерения с помощью этих методов дадут расстояния до 100 pc (или около 300 световых лет). Однако когда ошибка имеет тот же размер, что и измерение, мы не можем быть уверены, что мы измеряем какой-либо параллакс вообще. Классические измерения могут производить расстояния с точностью до 20% только до 20 pc (65 световых лет).

В течение 1990-х годов было разработано несколько новых методов для измерения более точного параллакса. Самым успешным из них стал спутник HIPPARCOS, запущенный Европейским космическим агентством. Миссия измерила расстояния до нескольких сотен тысяч звезд с точностью, на порядок превышающей точность классических методов. Теперь мы знаем расстояния звезд почти до 200 pc, около 600 световых лет. Важность результатов HIPPARCOS заключается в том, что они позволяют калибровать другие косвенные методы.

Существуют и другие методы определения звездных расстояний, хотя эти методы не так важны, как они были до HIPPARCOS. Мы обсудим два связанных метода. Ранее мы упоминали пульсирующие переменные звезды. Пульсирующие переменные регулярно повторяют свои световые вариации в течение интервала, называемого периодом. Если мы построим график измеренных величин за период, мы получим то, что называется кривой блеска. Средняя величина — это среднее значение максимальной и минимальной величин. Пульсирующие звезды имеют характерные световые кривые, которые обычно характеризуются быстрым подъемом к максимальному свету с последующим более постепенным снижением к минимальному свету.

Один класс пульсирующих звезд, звезды RR Лиры, по-видимому, очень похожи друг на друга. Они изменяются менее чем на величину, и у них есть периоды колебаний от нескольких часов до менее суток. Их наиболее важной особенностью является то, что все они имеют примерно одинаковую абсолютную среднюю величину, 0,6. Звезды RR Лиры легко идентифицировать по их кривым света, и как только мы поймем, что они имеют одинаковую абсолютную среднюю величину, а затем мы можем использовать их наблюдаемую среднюю величину, чтобы найти их расстояния. Звезды RR Лиры очень распространены в своего рода звездном скоплении, называемом шаровым скоплением, поэтому они очень полезны при определении расстояний до шаровых скоплений.

Подобно звездам RR Лиры, но гораздо больше и ярче, являются переменные цефеиды. Цефеиды — это гигантские и сверхгигантские звезды, которые имеют периоды от нескольких дней до более 50 дней. Они могут варьироваться в пределах нескольких величин. В начале 20-го века астроном Генриетта Ливитт обнаружила, что период переменной цефеиды напрямую связан со средней абсолютной величиной. То есть, чем ярче цефеида, тем больше времени требуется для изменения звезды. Калиброванный график этой зависимости называется отношением период-светимость. По кривой блеска цефеиды мы можем считать ее период. Отношение период-светимость дает нам абсолютную среднюю величину. Средняя величина кривой освещенности является средней кажущейся величиной. Расстояние можно найти, как и раньше.

Поскольку переменные RR Лиры и цефеид могут быть видны гораздо дальше, чем 600-летний предел тригонометрического параллакса, они позволяют нам находить расстояния, выходящие за пределы того, что может произвести параллакс. Однако переменные методы нахождения расстояний RR Лиры и цефеид являются косвенными в том смысле, что они опираются на предположение о постоянстве средних величин RR Лиры и достоверности отношения период-светимость цефеид. Оба эти предположения, по-видимому, обоснованы наблюдениями. Все другие методы определения расстояний основываются на подобных предположениях, часто основанных на общепринятой физике. В результате получается, что звездные расстояния, вероятно, известны до нескольких сотен или даже тысяч световых лет с большой уверенностью.

Дополнительные галактические расстояния

Большинство методов определения звездных расстояний применимы только к звездам в пределах нашей галактики, Млечного Пути. Однако многие из этих методов также работают на двух небольших галактиках-спутниках Млечного Пути, больших и малых Магеллановых облаках. Они находятся на расстоянии около 160 000 световых лет. За пределами этих систем единственный метод звездного расстояния, который работает, — это переменные цефеиды. Этот метод работает для галактик до нескольких десятков миллионов лет, потому что цефеиды очень яркие. Вообще, когда мы говорим о расстояниях других галактик, мы должны разработать другие методы, основанные на «стандартных свечах». Стандартная свеча — это яркий объект, для которого мы думаем, что знаем, насколько он яркий, или, другими словами, знаем его абсолютную величину. Примеры стандартных свечей включают яркие шаровые скопления, области HII (H-2), сверхгигантские звезды, новые и сверхновые типа Ia.

В галактике Млечный Путь насчитывается около 200 шаровых скоплений. Поскольку звезды RR Лиры распространены в шаровых скоплениях, у нас есть хорошее представление о том, как далеко находятся большинство из них. Зная их расстояния, мы можем оценить, насколько ярким является каждое скопление и насколько оно велико, по тому, насколько ярким и насколько большим кажется нам каждое скопление. Астрономы обнаружили, что шаровые скопления в нашей Галактике не имеют большого диапазона по размеру или яркости. Самые большие и яркие удивительно однородны. Предполагая, что шаровые скопления в других галактиках, подобных Млечному пути, следуют аналогичным тенденциям, мы можем оценить расстояния до этих других галактик по тому, насколько большими и яркими кажутся их шаровые скопления.

Области HII — это облака светящегося газа, возбуждаемые УФ-фотонами, испускаемыми яркими горячими звездами в их среде. В Млечном Пути и других подобных галактиках есть много областей HII. В то время как существует больший диапазон яркости и размера HII-области, чем с глобулярными скоплениями, самые большие и яркие из них кажутся однородными от галактики к галактике. Это единообразие позволяет нам рассматривать самые большие и самые яркие зоны HII как стандартные свечи.

В пределах данной галактики, состоящей, возможно, из 200 миллиардов звезд, будет несколько десятков чрезвычайно ярких звезд. Это супер-гигантские звезды и представляют собой самые яркие звезды из всех. От галактики к галактике эти яркие супер гиганты, по-видимому, имеют примерно одинаковую абсолютную величину, поэтому они тоже представляют собой стандартную свечу. Время от времени в пределах галактик появляются новые (novae — множественное число, единственное — nova), звезды, которые внезапно вспыхивают в результате извержения, длящегося несколько дней. Астрономы считают, что новообразования являются результатом переноса вещества от одной звезды к другой в определенном виде двойной звездной системы. Самые яркие новинки, по-видимому, имеют примерно одинаковую абсолютную величину, поэтому их можно использовать и в качестве стандартной свечи. Все стандартные свечи, упомянутые до сих пор, имеют почти одинаковую абсолютную величину, около -9. Как правило, если доступно более одного из этих методов, все измерения расстояния усредняются.

Остаток сверхновой

Изображение предоставлено НАСА


Сверхновая — это чрезвычайно сильный взрыв звезды, при котором иногда звезда-предшественница полностью разрушается. Сверхновая может соперничать по яркости с галактикой, в которой она возникает. Сверхновая может оставаться вблизи пика яркости в течение нескольких недель, прежде чем медленно угасать в течение многих месяцев. Есть два основных типа сверхновых, тип I и тип II. Эти два типа заметно отличаются по типам кривых света, которым они следуют и типы спектральных линий, которые они имеют. Тип II — это взрыв очень массивной одиночной звезды. Сверхновые типа II имеют значительный диапазон пиковой яркости. Сверхновая типа I возникает в результате переноса массы в близких двойных звездах, где набирающая массу звезда представляет собой особый вид плотной звезды, такой как белый карлик.

Особый интерес представляет подмножество сверхновых типа I, тип Ia. Сверхновые типа Ia имеют одинаковую абсолютную величину вблизи максимума света, около -19. Поскольку мы знаем абсолютную величину сверхновых типа Ia, мы можем использовать их для измерения чрезвычайно больших расстояний, часто перепрыгивая через другие методы. Сверхновые типа Ia встречаются, возможно, один или два раза в столетие в любой галактике, поэтому мы можем видеть их количество в год в других галактиках. Сверхновые типа Ia использовались для измерения расстояний до галактик на расстоянии более миллиарда световых лет.

Чтобы использовать постоянную Хаббла, необходимо определить константу Хаббла. Мы делаем это, измеряя расстояния как можно большего числа галактик и сравнивая расстояния с измеренными красными смещениями. Самая большая трудность заключается в том, что ближайшие галактики имеют лучшие расстояния, но самые низкие красные смещения, в то время как более отдаленные галактики имеют самые бедные расстояния и самые большие красные смещения. Красное смещение состоит из двух частей: доплеровского сдвига из-за движения и хаббловского потока из-за универсального расширения. Для соседних галактик расширение минимально, поэтому доплеровское движение имеет тенденцию доминировать над красным смещением. С увеличением расстояния доплеровские движения не изменяются, но поток Хаббла увеличивается. В идеале мы хотели бы использовать самые отдаленные объекты для калибровки постоянной Хаббла, потому что тогда любое доплеровское движение можно игнорировать. Проблема в том, что мы можем лучше всего измерить расстояния до ближайших объектов, в то время как далекие галактики трудно измерить. Большинство разногласий по поводу значения постоянной Хаббла сосредоточено на том, как справиться с этой проблемой. Поскольку сверхновые типа Ia перескакивают через большие расстояния, они стали очень важны для нахождения значения постоянной Хаббла. Когда все сказано и сделано, мы обнаруживаем, что за некоторыми исключениями расстояние действительно масштабируется с красным смещением. Наиболее правдоподобная интерпретация этого факта заключается в том, что Вселенная расширяется.

В этой статье мы попытались показать, как астрономы могут определить основные свойства звезд. Современная астрономия позволяет нам находить расстояния, размеры, температуры и массы звезд. Это невероятно, учитывая, как далеко от нас находятся звезды.


Автор: д-р Дэнни Р. Фолкнер

Дата публикации: 16 июля 2013 года

Источник: Answers In Genesis


Перевод: Недоступ А.

Редактор: Недоступ А.


Ссылки:

1. Уэйн Спенсер, TJ.



Написать коментарий