Космос
Креацентр > Статті > Космос > Як астрономи можуть визначати основні зоряні властивості

Як астрономи можуть визначати основні зоряні властивості

Сучасна астрономія дозволяє нам знаходити відстані, розміри, температури й маси зірок. Це неймовірно, враховуючи, як далеко від нас розташовані зірки.

Спектр світла

Майже все, що ми знаємо про астрономічні тіла, ми дізналися, вивчаючи електромагнітне випромінювання. Найвідоміший вид електромагнітного випромінювання — це світло. Світло — це хвильовий феномен, і як такий має довжину хвилі й частоту. Утворення довжини хвилі й частоти — це швидкість світла. Оскільки швидкість світла постійна, збільшення довжини хвилі відповідає зменшенню частоти й навпаки. Червоне світло має найдовшу довжину хвилі, видиму людським оком, а фіолетове має найкоротшу довжину хвилі, яку ми можемо бачити. Середина видимого спектру має жовто-зелений колір і є піком чутливості людського ока.

На довжинах хвиль, занадто коротких для ока, щоб побачити ультрафіолетову (УФ) частину спектру. На ще більш коротких довжинах хвиль знаходяться рентгенівські промені йγ-промені (гамма-промені). На більш довгохвильовому кінці спектра за межами того, що ми можемо бачити, знаходиться інфрачервоний (ІЧ). За межами ІЧ знаходяться мікрохвилі й радіохвилі різних типів. Наприклад, FM— радіохвилі мають більш високі частоти й більш короткі довжини хвиль, ніж AM-радіохвилі. Всі ці хвилі є прикладами електромагнітного випромінювання.

Хоча хвильова теорія електромагнітного випромінювання багато що пояснює, існує й інша теорія, згідно з якою електромагнітне випромінювання складається із фотонів — крихітних частинок, що не мають маси. У цьому поданні енергія фотона прямо пропорційна частоті (або обернено пропорційна довжині хвилі). Ультрафіолетові фотони мають достатню енергію, щоб завдати значної шкоди клітинам нашої шкіри. Фотони на більш високих частотах містять ще більше енергії. Наприклад, висока енергія рентгенівських променів змушує їх проникати в тканини, що робить рентгенівські промені відмінним медичним діагностичним інструментом. На жаль, ця ж сама висока енергія робить рентгенівські промені небезпечними, тому що, коли фотони проникають у тіло, клітини можуть поглинати енергію. Поглинання цієї енергії призводить до пошкодження клітинних структур, особливо ДНК. Це може призвести до серйозних мутацій, які викликають смерть або рак. Тому при використанні рентгенівських променів необхідно проявляти велику обережність.

Багато астрономічних джерел випромінюють радіацію в цих шкідливих частинах спектру. На щастя, атмосфера Землі блокує майже всі ці небезпечні промені й не дає їм досягти Землі. Атмосфера Землі також блокує більшу частину ІЧ. Це як раз добре, тому що блокування йде в обидві сторони: радіація ІЧ стримана всередині так само, як стримана поза. Блокування ІЧ-випромінювання є парниковим ефектом, який робить поверхню Землі набагато тепліше, ніж це було б в іншому випадку. У той час як все це спектральне блокування корисне для життя, воно найбільш невдале для астрономії, тому що багато інформації передається в тих частинах спектра, які заблоковані.

Телескоп Хаббла на орбіті Землі

Після Другої світової війни були розроблені технології для дослідження частин спектра, відмінних від оптичного. Радіо-частина спектра може бути виявлена з землі, але радіо-частина залишалася невикористаною до закінчення Другої світової війни. У повоєнну епоху було зроблено багато досягнень у радіоастрономії. Крім того, астрономи почали досліджувати частини спектру, недоступну з землі, з коротких висотних польотів з захопленими німецькими ракетами V2. Пізніше подібні експерименти були продовжені з ракетами, розробленими в США, і доповнені польотами на повітряній кулі на великій висоті. В останні роки різні орбітальні обсерваторії значно розширили наші знання, дозволивши нам отримати доступ до ІЧ, УФ, рентгенівських і гамма-променів.

Мабуть, найвідомішою орбітальною обсерваторією є космічний телескоп Хаббла (the Hubble Space Telescope, HST). HST — це можливість спостерігати за видимими та ближніми УФ. У той час як більшість цих довжин хвиль можна вивчати з землі, HST був поміщений на орбіту, щоб уникнути розмивання ефектів атмосфери Землі. Коли зоряне світло проходить через атмосферу, зміна щільності через зміну температури змушує світло слідувати трохи іншими шляхами. Швидко мінливі траєкторії світла змушують зірки мерехтіти. Мерехтіння призводить до розмитих зображень. Великі телескопи ніколи не зможуть реалізувати свою повну здатність до створення зображень через це розмиття. Над атмосферою Землі HST не має жодних проблем з атмосферним розмиттям, тому він має безпрецедентний дозвіл.

Телескопи

Серцем телескопа є його пристрій, що пропускає світло, який називається об'єктивом. Якщо об'єктив являє собою опуклу лінзу, телескоп називають рефрактором, тому що лінза згинає або заломлює світло, щоб сформувати зображення. Інший тип телескопа — відбивач, так званий тому, що він використовує увігнуте дзеркало, яке відбиває світло, щоб сформувати зображення. Важливими функціями об'єктива є збір світла та формування зображення. Розмір телескопа визначається діаметром об'єктива. Наприклад, 60-міліметровий телескоп має об'єктив діаметром 60 мм. HST має об'єктив, який становить 2,4 метра. Найбільші оптичні телескопи — це подвійні 10-метрові телескопи Кеку в обсерваторії Мауна-Кеа на Гаваях.

Ілюстрації рефлекторного телескопа і рефракторного телескопа

Зображення надано Брайаном Міллером


Які переваги великого телескопа? Однією з переваг є те, що великі телескопи, мають більш об'єктивну площу поверхні, та збирають більше світла. Більше світла змушує зображення здаватися яскравіше. Віддалені об'єкти, занадто слабкі, щоб їх можна було побачити з допомогою меншого телескопа, вони можуть бути видні у великих телескопах. Оскільки спостережувана яскравість об'єкта зменшується з відстанню, це означає, що великі телескопи дозволяють нам вивчати все більш віддалені об'єкти. Ще однією перевагою великих телескопів є те, що вони забезпечують більш високий дозвіл. Роздільна здатність — це здатність бачити дрібні деталі. Це особливо помітно на планетах. Великий телескоп зазвичай показує особливості, які не будуть видні в менших телескопах. Проте, згаданий раніше ефект розмитості земної атмосфери обмежує це.

Відстань між об'єктивом телескопа й зображенням далекого об'єкта називається фокусною відстанню. Ми можемо вивчити зображення, сформоване об'єктивом, збільшивши зображення з допомогою окуляра. Величина збільшення, або потужності, визначається шляхом ділення фокусної відстані об'єктива на фокусну відстань окуляра. Наприклад, окуляр з фокусною відстанню 20 мм, що використовується з телескопом з фокусною відстанню 1000 мм, буде виробляти збільшення в 50 разів. Тобто, видимі об'єкти будуть здаватися в 50 разів більше. Це зазвичай виражається як 50x.

Величина збільшення телескопа часто надмірно підкреслюється в рекламі. При збільшенні, збільшення зображення стає більше, але кількість зібраного світла не збільшується. Збільшене зображення означає, що доступне світло поширюється на велику площу, так що зображення виглядає набагато слабкіше, ніж при меншій потужності. Крім того, будь-яке розмиття, викликане атмосферою Землі, або недосконалістю оптики, буде значно збільшене високими силами. Тому є межа того, наскільки можна з користю збільшити зображення. Гарне правило полягає в тому, що максимальне збільшення в кращі ночі повинно бути не більше 50x для кожного дюйма діаметра об'єктива. Наприклад, найвища потужність, яку можна коли-небудь використовувати з десятидюймовим телескопом, була б 500x. Це було б межею в найкращі ночі; у більшості ночей повинно використовуватися менше збільшення.Професійні астрономи проводять мало часу, вдивляючись в окуляр. Замість цього до телескопа кріпиться обладнання для вимірювання та реєстрації світла. Іноді телескоп використовується в якості об'єктива камери для запису зображення. Колись це робилося з допомогою фотографічних емульсій, але пристрій із зарядним зв'язком (ПЗЗ) в значній мірі замінив фотографію. ПЗЗ— це комп'ютерна мікросхема з безліччю невеликих світлочутливих елементів, які набувають заряди, пропорційні кількості світла, що падає на них. Для отримання зображення комп'ютер періодично зчитує заряди з ПЗЗ. Воно збирає світло набагато більш ефективно, ніж можуть звичайні фотографії. Таким чином, ПЗЗ набагато швидше, ніж фотографія, так що однохвилинне зображення ПЗЗ може записувати стільки ж світла, скільки й годинна фотографія.Вивчення зображень може багато розповісти про небесні об'єкти.

 Фотометрія

 Крім прямого зображення є ще два основних застосування телескопів. Одне з них — фотометрія. Слово «фотометрія» походить від двох слів, які означають «вимір світла», тому фотометрія — це наука про вимірювання яскравості світла. Багато зірок розрізняються по яскравості. Змінні зірки можуть змінювати яскравість по рядупричин. Вимірювання яскравості зірок дають нам необроблені дані, які дозволяють нам визначити, чому та чи інша зірка змінюється в яскравості.

 Астрономи використовують величини, щоб висловити яскравість зірки. Ця система була розроблена грецьким астрономом Гіппархом два тисячоліття тому. Є дві особливості з системою величини. По-перше, менші числа відповідають більш яскравим зіркам, в той час як більш високі числа відповідають більш слабким зіркам. Найяскравіші зірки на нашому небі мають першу величину, в той час як найслабші, видимі неозброєним оком в темну ніч, мають приблизно шосту величину. Найслабші об'єкти, виявлені сьогодні, слабкіше, ніж магнітуда 30. Величина повного Місяця становить близько -12,5, а Сонця — -26,8. Інша особливість полягає в тому, що масштаб є логарифмічним. Система влаштована так, що кожна різниця в одну величину відповідає коефіцієнту яскравості близько 2,5. Різниця в п'ять величин визначається як коефіцієнт яскравості рівно в 100 разів.

В якості прикладу розглянемо зірку першої та шостої величини. Зірки першої величини — це приблизно найяскравіші зірки на нашому небі, в той час як шоста величина — це межа того, що неозброєним оком можна побачити в ясну, темну ніч. Зірка шостої величини на п'ять величин слабкіше зірки першої величини. Тому зірка шостої величини в 100 разів слабкіше. У скільки разів слабкіше зірки першої величини є зірка одинадцятої величини? Це різниця в десять величин. Оскільки це різниця в п'ять величин в два рази, деякі можуть помилково зробити висновок, що зірки відрізняються по яскравості на 100 + 100 = 200. Проте, кожна різниця у величині п'ять є мультиплікативним фактором 100. Тому різниця в десять величин — це коефіцієнт 100 х 100 = 10 000 = 104. Так само різниця в п'ятнадцять величин є чинником 1 000 000 = 106.

Те, що ми описали досі, — це видима величина, наскільки яскравою здається нам зірка. Проте, яскравість зірки залежить від двох факторів: наскільки вона яскрава насправді та як далеко знаходиться зірка. У професійних колах зоряні відстані зазвичай виражаються в парсеках — одиницях, які будуть описані пізніше. Більшість людей знайомі зі світловими роками; парсек містить 3,26 світлових років. Якщо відстань до зірки та її видима величина відомі, то ми можемо виразити її дійсну яскравість як абсолютну величину. Абсолютна величина визначається як видима величина, яку мала б зоря, якби вона перебувала на відстані 10 парсеків, або 32,6 світлових років. Сонце має абсолютну величину 4,8. Нехай m — уявна величина, M — абсолютна величина, а d — відстань, виражена в парсеках. Ці величини пов'язані через рівняння

d = 10 (м-м+5)/5.

Спектроскопія

Третє використання телескопа — спектроскопія. Призма або дифракційна решітка розсіює світло, що означає, що світло розбивається на спектр різних довжин хвиль. Пристрій, прикріплений до телескопа, який робить це, називається спектрографом, а запис спектра називається спектрограммою. Вивчення зоряних спектрів може дати нам багато інформації про зірки. До них належать такі речі, як температура, розмір, склад і рух.

Ілюстрація спектроскопа

Зображення надано Брайаном Міллером


Найпростіший атом — це атом водню, який має один електрон, що обертається навколо ядра, який зазвичай містить один протон. Нижче наведена ілюстрація атома водню. Зверніть увагу, що електрон можна знайти на одній із декількох орбіт. Кожна орбіта відрізняється числом, позначеним як n, причому n має позитивні цілі значення, що починаються з одиниці. Найнижча орбіта, найближча до ядра, позначається n = 1, наступна по висоті як n = 2 і так далі. У міру збільшення значення n орбіти зближуються. При великих значеннях числа n орбіти втискуються разом до кордонного максимального розміру орбіти, відповідному значенню n, який наближається до нескінченності. Ця межа розміру орбіти дорівнює максимальному розміру атома водню.

Зображення надано Брайаном Міллером

Атом водню


Електронні орбіти квантовані. Це означає, що електрони можуть бути знайдені тільки на орбітах, відповідних цілому значенню n, як показано на малюнку. Електрон не може обертатися частково між двома орбітами. Кожна орбіта відповідає деякої енергії, причому самі внутрішні орбіти мають найменшу енергію, а самі зовнішні — найбільшу. Оскільки орбіти квантовані, енергія електрона також квантована. Електрон може зробити стрибок або перехід з однієї орбіти на іншу. Оскільки електрон здійснює висхідний перехід з більш низької орбіти на більш високу, він повинен отримати енергію. Коли електрон здійснює спадний перехід з більш високого стану в більш низький, він повинен втрачати енергію. Одним із способів отримання або втрати енергії електроном є поглинання або випускання фотона. Раніше у нашому обговоренні ми виявили, що енергія фотона прямо пропорційна частоті фотона. Чим більше різниця енергій між двома орбітами, тим більше частота задіяного фотона.

Спектр випромінювання

Припустимо, що електрон в атомі водню знаходиться на орбіті n = 3. Електрон може зробити спадний перехід, або в стан n = 1, або в стан n = 2. Оскільки ці низхідні переходи випускають фотон, а не поглинають його, ці переходи відбуваються досить легко. Інший спосіб поглянути на це — зрозуміти, що електрон переходить з більш високого енергетичного стану на рівень меншої енергії. Це природний напрям процесів, продиктований другим законом термодинаміки. Часто електрон здійснює перехід зі стану n = 3 в стан n = 2, при цьому випромінювання фотона має енергію, що дорівнює різниці енергій між другою та третьою орбітами. Енергія цього фотону відповідає частоті в червоній частині спектру. Цей перехід і одержаний червоний фотон називаються H.

Припустимо, що замість того, щоб почати в стані n = 3, електрон почав зі стану n = 4. Тоді у електрона буде вибір падіння в стан n = 1, 2 або 3. Припустимо, що електрон знову перейшов в стан n = 2. Оскільки орбіта n = 4 має більше початкової енергії, ніж стан n = 3, що фотон, що випускається, повинен мати більше енергії, ніж H-фотон. Велика енергія призводить до більш високої частоти, і колір цього випущеного фотонубільше до синього кінця спектра ніж H. Насправді, він здається синім. Це випромінювання називається H.

Тепер припустимо, що електрон спочатку знаходився в наступному більш високому стані n = 5. Якби електрон, як і раніше, перейшов в стан n = 2, різниця енергій була б ще більше, а частота випромінюваного фотона — ще більше. Цей фотон знаходиться у фіолетовій частині спектра і називається H. Ця серія може тривати нескінченно з усе більш високими початковими орбітами з послідовними грецькими літерами. Різниця в енергії стає все менше й менше з більш високими членами, так що частоти фотонів стають ближче одна до одної. Ця серія називається серією Бальмера, на честь німецького фізика з таким ім'ям, який відкрив її експериментально у другій половині 19-го століття.

Серія Бальмера була важливою частиною інформації, яка призвела Нільса Бора до розробки моделі атома приблизно в 1914 році. Ця модель, хоча й трохи наївна, є основною моделлю атома, яку ми маємо сьогодні, і є версією сучасної теорії, яку більшість з нас вчать у школі. Існують додаткові серії, що виникають у результаті інших переходів у атомі водню. Наприклад, ряд Лаймана знаходиться в УФ і є результатом переходів у стан n = 1 з більш високих рівнів. Ряд Пашена є результатом переходів між рівнем n = 3 і більш високими статками, але він знаходиться в ІЧ. Всі ці інші серії лежать за межами видимої частини спектра, тому тільки серія Бальмера може бути легко спостережуваною людьми. Дійсно, навіть в цій серії видно тільки перші три лінії випромінювання. Всі наступні лінії за H лежать в УФ-діапазоні за межами того, що може бачити око, хоча вони можуть бути сфотографовані.

Як електрони потрапляють в більш високі енергетичні стани для початку? Електрони можуть бути підняті на більш високі орбіти шляхом введення енергії, такої як нагрівання або електричний розряд. Електричний розряд використовується в лампах низького тиску. Приклади ламп низького тиску включають в себе безліч вуличних ліхтарів і люмінесцентних ламп. Оскільки електрони падають у більш низькі енергетичні стани, вони випускають фотони тільки при дискретних енергіях, як тільки що описано. Тому випромінюваний спектр буде темним, за винятком тих довжин хвиль, де відбувається випромінювання. Такий спектр називається яскравою лінією, або емісійним спектром, тому що в спектрі присутні яскраві емісійні лінії.Водень виробляє геометричну прогресію трьох спектральних ліній на частотах (або поперемінно в довжинах хвиль) у видимій частині спектру, як тільки що описано.

 Подібним же чином інші елементи створюють набори спектральних ліній. Проте, оскільки енергетичні відмінності між станами неоднакові, довжини хвиль і патерни фотонів різні. В результаті кожен елемент має унікальний набір ліній. Це є основою хімічного аналізу з використанням спектроскопії. Якщо зразок нагрівається або збуджується до флуоресценції, спектрограмма випромінювання покаже лінії присутніх елементів. Спектри випромінювання виходять з гарячих газів при низькому тиску. Емісійні лінії, як тільки що описано, видно в спектрах туманностей і хромосфери, верхнього шару в атмосфері Сонця.

 Спектр поглинання

 Більшість зоряних спектрів сильно відрізняються від спектрів випромінювання. Гаряче тверде тіло, рідина або газ при високому тиску створюють безперервні спектри, де всі довжини хвиль або кольору видно без будь-яких ліній. Якщо світло від безперервного джерела проходить через більш холодний газ низького тиску, то видно спектр поглинання. Спектри поглинання мають яскравий фон, що переривається темними лініями поглинання. Інша назва спектра поглинання — спектр темних ліній. Нутрощі зірок — це гарячі гази високого тиску, тому вони створюють безперервні спектри. Зовнішні шари зірок (атмосфери зірок) холодніші й менш щільні, ніж внутрішні, тому результуючі Зоряні спектри мають лінії поглинання.

 Як формуються лінії поглинання? Процес є зворотним тому, що з лініями емісії. Електрони спочатку знаходяться в нижчому стані. Якщо фотон, що має правильну кількість енергії, проходить повз, електрон може поглинути фотон і використовувати енергіюйфотона для переходу на більш високу орбіту.Зрештою, електрон випустить ще один фотон і повернеться в більш низький стан, але новий фотон, як правило, буде мати випадковий напрям, так що є чиста втрата фотонів в первісному напрямку руху світла (назовні з надр зірки). Наприклад, електрони в атомах водню, спочатку перебувають у стані n = 2, можуть поглинати фотони, які мають достатню енергію, щоб підняти електрони до стану n = 3, 4 або 5. Кількість енергії, поглиненої в кожному з цих переходів, таке ж, як і при виникненні випромінювання. Тому від довжини хвилі (або частоти) фотонів, які беруть участь, будуть ідентичні тим, які видно у випромінюванні. Таким чином, спектр поглинання подібний негативного спектру випромінювання. Інші елементи мають лінії поглинання на тих самихдовжинах хвиль, що і їхні емісійні лінії. Спектри майже всіх зірок є спектрами поглинання. Кілька дивних зірок, які називаються зірками Вольфа-Райета, мають замість цього спектри випромінювання.

Коли порівнюються спектри різних зірок, стає очевидним, що в різних зірок існує приголомшливий масив різних спектральних ліній. Щоб розібратися в цьому безладі, близько століття тому обсерваторія Гарвардського коледжу розпочала програму класифікації зоряних спектрів. Система, яка в решті решт з'явилася, була заснована на температурі. В порядку спадання температури спектральними типами є O, B, A, F, G, K і M. Кожен клас поділяється на 10 підкласів, які працюють від 0 до 9. Сонце має спектральний тип G2. Трохи більше гаряча зірка була б підкласом G1, в той час як більш холодна — G3.

Зірки спектрального типу А мають найбільш інтенсивні лінії Бальмера водню, в той час як O M типи не мають ліній Бальмера. В G-типу зірки, подібні Сонцю, ці лінії помірно слабкі. Можна було б очікувати, що наявність або відсутність спектральних ліній конкретного елемента буде сигналізувати про наявність або відсутність самого елемента, але це не так. Слабкість ліній Бальмера водню не означає, що водень зустрічається рідко на сонці або що відсутність цих ліній в зірках типу O M означає, що цим зіркам не вистачає водню. Фактично, водень вважається найпоширенішим елементом майже в усіх зірках. Для того щоб спектральні лінії конкретного елемента були видимі, елемент, очевидно, має бути присутнім, але електрони також повинні знаходитися на правильних початкових орбітах. При поглинанні лінії Бальмера вимагають, щоб електрони спочатку перебували в стані n = 2. При низьких температурах більшість електронів буде знаходитися в основному, або n = 1, стані. Тому, якщо температура зірки занадто холодна, більшість електронів будуть знаходитися в самому низькому стані і, отже, не зможуть здійснити перехід, який зробить фотон Бальмера. Якщо зірка занадто гаряча, майже всі електрони будуть перебувати на сильно порушених орбітах або навіть іонізовані. Тому на орбіті n = 2 буде занадто мало електронів, щоб створити лінії Бальмера. Підводячи підсумок, можна сказати, що водневі лінії Бальмера можуть існувати в зірках, які мають певний діапазон температур. Пік цих ліній, де найбільший відсоток атомів водню має свої електрони в стані n = 2, знаходиться при температурі близько 10 000°К. Ця температура відповідає спектральному типу A0.

Інші елементи мають аналогічні обмеження на їхню видимість. Найгарячіші зірки (спектральний тип O) мають атмосферні температури близько 40 000°K, і єдині лінії в їхніх спектрах обумовлені іонізованим гелієм. Менш гарячі зірки мають нейтральні гелієві лінії і слабкі водневі лінії. При більш низьких температурах водневі лінії посилюються, в той час як гелієві лінії зникають. Водневі лінії досягають максимуму в типі А. Переходячи до більш холодних типів, водневі лінії поступово зникають і замінюються іонізованими металевими лініями. До того часу, коли досягаються самі холодні зірки (спектральний тип M з температурою близько 3000°K), нейтральні металеві лінії та смуги через деякі молекули присутні. На закінчення відзначимо, що основні спектральні типи є функцією температури, а не складу.

Проте, є кілька зірок (менше 1%), які мають непарні склади, які роблять їхні спектри вельми відмінними від переважної більшості зірок. Яскравим прикладом є група зірок, званих вуглецевими зірками. Як випливає з назви, вуглецеві зірки містять багато вуглецю. Зазвичай зірки мають більше кисню, ніж вуглецю, а вуглець більш поширений у вуглецевих зірок. В нормальних зірках червоного гіганта весь вуглець використовується для утворення монооксиду вуглецю (CO), залишаючи кисень у поєднанні з металами для утворення оксидів металів, які домінують в їхніх спектрах. У вуглецевих зірок весь кисень витрачається, залишаючи вуглець для утворення різних сполук вуглецю. Ці з'єднання й вільні метали в атмосфері вуглецевих зірок змінюють структуру атмосфери вуглецевих зірок. Це сильно відрізняє їх від звичайних червоних гігантів. Одна очевидна відмінність полягає в тому, що вуглецеві зірки часто набагато червоніше звичайних червоних гігантів. Вуглецеві зірки були класифіковані як R або N типи, які паралельні K і M типів у температурі. Більш сучасна класифікація об'єднує типи R і N в один клас C.

До вуглецевих зірок відносяться металеві зірки, що класифікуються як S-тип. Металеві зірки мають дивний зміст металу. Наприклад, деякі зірки S містять елемент технецій, стабільних ізотопів якого немає. Є й інші приклади зірок з непарними спектрами, але зазвичай вони можуть бути згруповані з «нормальними» спектральними типами з різними доданими літерами, щоб вказати їхні особливості. Наприклад, до деяких зірок додається літера «е» для позначення випромінювання або «м» для позначення магнітних полів. Астрономи розробили еволюційні теорії, щоб пояснити, як ці дивні зірки стали такими.

Температуру можна визначити за спектральним типом, але є й інші способи. Одним з методів є вимірювання кольору. Колір є результатом різниці у величині, виміряної на різних довжинах хвиль. Астрономи розробили фільтри, які дозволяють нам вимірювати різні частини спектру. Два з найбільш поширених — це фільтр B, який знаходиться в синій частині спектру, і фільтр V, який знаходиться у візуальній (жовто-зеленій) частині спектру. За винятком ліній поглинання, спектри зірок дуже нагадують спектри чорних тіл. Чорне тіло — це об'єкт, який ідеально поглинає й випромінює електромагнітну енергію. Вони називаються чорними тілами, тому що при більш низьких температурах, таких як кімнатна температура, вони здаються чорними. Очевидно, що при високих температурах вони здаються яскравими.

На малюнку нижче показано порівняння спектрів двох чорних тіл, що мають різні температури. Зверніть увагу, що крива гарячішої температури вище, ніж крива більш холодної температури. Також зверніть увагу, що пік більш гарячої кривої знаходиться на більш короткій довжині хвилі, ніж у більш холодної кривої. Для очей гаряча зірка здається блакитною, а холодна зірка — червоною. Проміжні температури зірки здаються жовтими, з різними відтінками між ними. Фільтр B розташований так, що він знаходиться поблизу довжини хвилі, де спектр гарячої зірки досягає максимуму, в той час як фільтр V знаходиться далеко від піку. Тому, якщо порівняти величини, виміряні в будь-якому фільтрі, величина B буде значно яскравішою. Проте, для більш холодної зірки пік ближче до фільтру V, а фільтр B буде далеко від піку. Тому величина V більш холодної зірки буде більше, ніж величина B. Оскільки порівнюються величини однієї зірки, загальна висота кривої не має значення.

Ілюстрація закону Вейна

При нагріванні чорного тіла довжина хвилі максимального випромінювання скорочується, а випромінювана енергія збільшується на всіх довжинах хвиль.Різниця у величині називається індексом кольору і зазвичай виражається як B-V. Дуже гаряча зірка може мати B-V від -0.10, в той час як дуже холодна зірка може мати B-V від +1.70. Перша зірка буде здаватися синьою, а друга — червоною. Сонце — це жовта зірка, що з’являється, середньої температури, з температурою трохи менше 6000 ° К. B-V Сонця становить близько +0.62. Ця система індексу кольору була відкалібрована з точними спектральними типами й взагалі пропонує дуже ефективний спосіб виміряти зіркові температури.

 Швидкості руху зірок

 Спектроскопічні дані можуть сказати нам, як швидко зірки рухаються до нас або від нас по доплеровскому зсуву. Доплеровський зсув і космологічне червоне зміщення — це не одне й те ж, хоча вони здаються однаковими. Якщо зірка віддаляється від нас, то лінії в її спектрі будуть зміщені в бік більш довгих хвиль, в той час як у зірки, що рухається до нас, лінії будуть зміщені в бік більш коротких хвиль. Багато спектрографів можуть виробляти лабораторний спектр деякого матеріалу, який може бути записаний разом із зірковими спектрами. Ми можемо калібрувати зіркові спектри, порівнюючи лабораторні і зоряні спектри. Таким чином можна виміряти навіть невеликі спектральні зрушення, викликані рухом всього в кілька кілометрів у секунду. Спектроскопія може виміряти тільки ті рухи, які знаходяться в прямій видимості; поперечний рух, перпендикулярний до прямої видимості, не може бути виміряний таким чином. Рух лінії візування називається радіальною швидкістю, у той час як поперечний рух називається тангенціальною швидкістю.

Радіальні швидкості дуже корисні. По-перше, це пряме підтвердження того, що Земля рухається навколо Сонця. Наша орбіта навколо Сонця змушує радіальну швидкість більшості зірок зміщуватися синусоїдальним чином протягом року. Тобто зірки, що лежать поблизу орбіти Землі навколо Сонця, мають свої радіальні рухи, що змінюються, на плюс і мінус 30 км/сек кожен рік. Ця швидкість — швидкість, з якою Земля обертається навколо Сонця. Тому вимірювання радіальної швидкості повинні бути скореговані для цього ефекту, щоб висловити радіальні швидкості по відношенню до Сонячної системи. Оскільки Сонце є центром Сонячної системи, виміряні радіальні швидкості, скориговані на рух Землі навколо Сонця, називаються геліоцентричними радіальними швидкостями. Геліоцентричні радіальні швидкості кажуть нам, які зірки рухаються до Сонця, а які видаляються, хоча виміряна радіальна швидкість насправді являє собою комбінацію руху зірки та руху Сонця. Аналіз променевих швидкостей величезної кількості зірок дозволив астрономам визначити те, що називається локальним еталоном спокою. Ми також знаємо, що Сонце рухається навколо центру галактики зі швидкістю близько 250 км/с. Ця інформація дозволяє нам оцінити масу галактики.

Вимірювання радіальної швидкості дуже важливі при вивченні подвійних зірок. Подвійна зірка — це система з двох зірок, які обертаються одна навколо одної під дією взаємного тяжіння. Оскільки члени подвійної зірки обертаються один навколо одного, вони можуть рухатися поперемінно до нас і від нас, що призводить до періодичних доплерівських зсувів успектральних лініях. Ці зсуви дозволяють моделювати систему й визначати основні зоряні параметри, такі як маса. Близькі подвійні зірки є місцями багатьох цікавих астрономічних явищ. Наприклад, багато близьких подвійних зірок мають перенесення маси від однієї зірки до іншої, процес, який легко спостерігати з допомогою спектроскопії.

В останні роки ці види радіальних швидкостей використовувалися для пошуку позасонячних планет, тобто планет, що обертаються навколо інших зірок.1 В подвійній зоряній системі обидві зірки рухаються, тому що одна зірка притягує іншу своєю гравітацією. Третій закон руху Ньютона гарантує, що величина сили на будь-якій з них рівна за величиною. Наскільки сильно рухається та чи інша зірка, залежить від того, наскільки схожі їхні маси. Якщо маси рівні, то зірки будуть рухатися однаково. Якщо одна зірка має більшу масу, ніж інша, менш масивна зірка буде рухатися більше, причому співвідношення рухів зірок обернено пропорційні масам зірок. Насправді саме ця залежність дозволяє нам визначати маси зірок у подвійних зоряних системах. Планети також переміщують Сонце, але оскільки Сонце має набагато більшу масу, ніж планети, планети роблять майже всі рухи, у той час як Сонце робить це дуже мало. Пошук позасонячних планет ґрунтується на пошуку дуже тонких доплерівських зсувів у зірках-кандидатах. Невеликий періодичний зсув у спектрі зірки може свідчити про планету, що обертається навколо цієї зірки. Коли ми обчислюємо кількість маси, необхідну для створення цих тонких орбітальних рухів в Зірці, і виявляємо, що маса надто мала, щоб бути зіркою, тоді ми приходимо до висновку, що невидиме орбітальне тіло повинно бути планетою. Більшість астрономів сходяться в думці, що ми знайшли багато позасонячних планет, і список їх зростає.

Зображення надано Science Photo Library

Концепція художника про подвійну зоряну систему


Спостереження позасонячних планет не позбавлена суперечностей. Навіть поодинокі зірки можуть проявляти періодичні радіальні швидкості. Багато змінних зірок пульсують. Тобто вони регулярно розширюються й стискаються. Коли ці зірки розширюються й стискаються, вони поперемінно створюють радіальні швидкості в напрямку до нас і від нас, які накладаються на їхній регулярний рух. Коли ці зірки розширюються й стискаються, їхня температура також змінюється. Ви повинні пам'ятати, що при розширенні газ охолоджується, а при стисненні нагрівається. Складна взаємодія зміни розміру й температури змушує пульсуючі зірки помітно змінювати яскравість. Це те, що робить їх змінними зірками. Дуже тонкі періодичні доплерівські зсуви в потенційних господарів позасонячних планет на порядки нижче, ніж у пульсуючих зірок. Тому деякі астрономи спочатку припускають, що якщо зірки, які нібито містять інші планети, насправді пульсують, то невеликі зміни в розмірах цих зірок не можуть бути легко видні як зміни світла. Це заперечення було подолано до задоволення більшості, і тому це не схоже на спосіб пояснити існування позасонячних планет.

Крім того, чи є існування інших планет проблемою для біблійного світогляду? Не зовсім. Більшість креаціоністів передбачають (і це правильно, я вважаю), що на інших планетах немає життя (позаземного життя). Деякі креаціоністи, ймовірно, думають, що заперечення існування інших планет якимось чином обмежить цю можливість. Проте, ми повинні вітати й інші планети. Всі планети, виявлені під час написання цієї статті, ймовірно, ворожі будь-якій формі життя, тому що більшість з них дуже масивні, або дуже близькі до своїх батьківських зірок, або й те, і інше. Це має бути потужним свідченням того, що наша планета особлива. Навіть якщо деякі з цих планет можуть бути гостинні для життя, ми знаємо, що життя з неживої матерії, крім творіння, неможливе.

Тангенціальні швидкості набагато важче виміряти, ніж радіальні. Рух в тангенціальному напрямку приводить до поступової зміни положення зірки на небі. Порівняння фотографій зірок, зроблених з різницею у багато років, показує, як швидко зірки змінюють своє положення. Середньорічна зміна положення зірки називається власним рухом зірки й виражається в дугових секундах в рік. Більшість правильних рухів дуже малі. Найбільший власний рух — це зірка Барнарда, яка складає всього 11,2"/рік. Зірці Барнарда потрібно близько 160 років, щоб перемістити еквівалентний діаметр Місяця. Власний рух залежить як від тангенціальної швидкості, так і від відстані. Зірка, яка рухається дуже швидко в тангенціальному напрямку, не повинна мати великого власного руху, якщо вона знаходиться далеко. І навпаки, зірка, що знаходиться поблизу, може мати великий власний рух, але помірну тангенціальну швидкість. Щоб знайти тангенціальну швидкість, ми повинні знати як власний рух, так і відстань. Зазвичай більш близькі зірки мають більш великі і, отже, більш точно відомі власні рухи. Ми краще знаємо відстані до найближчих зірок. Тому вимірювання тангенціальних швидкостей обмежена найближчими зірками, в той час як радіальні швидкості можуть бути знайдені на будь-якій відстані.

Зоряна маса

Маси зірок знаходять шляхом вивчення подвійних зірок. Як було сказано вище, члени подвійних зоряних систем обертаються по своїй взаємній гравітації. Для даного поділу орбітальна швидкість і період залежать від того, скільки гравітації присутньо. Сила тяжіння, в свою чергу, залежить від кількості маси. Таким чином були визначені маси сотень зірок. Найменш масивні зірки складають близько 8% маси Сонця, а самі масивні — у кілька десятків разів більше маси Сонця. Хоча ми можемо знайти маси зірок тільки в бінарних системах, ми знаходимо в бінарних системах широкий спектр зірок, які здаються ідентичними поодиноким зіркам. Тому розумно укласти, що ми знаємо маси зірок.

Астрономи виміряли масу галактики, розглядаючи сонце й галактику, як подвійну зоряну систему.Як уже згадувалося вище, Сонце обертається навколо галактики зі швидкістю близько 250 км/с. Ми вважаємо, що Сонце знаходиться приблизно в 25 000 світлових років від центру. Це проста фізика, щоб обчислити прискорення і, отже, масу, необхідну для утримання Сонця на орбіті. Кількість маси становить біля 1011 мас Сонця. Аналогічні дослідження інших об'єктів, що обертаються навколо нашої галактики й інших галактик, показали, що темна матерія може існувати.

Зоряний розмір

 Затемнення подвійних зірок пропонує нам прямий спосіб вимірювання діаметрів зірок. Двійковий файл, який затьмарює — це двійковий файл, в якому орбітальна площина розглядається майже ребром, так що з кожною орбітою зірки проходять перед або затьмарюють одна одну. Ймовірно, що великим зіркам потрібно більше часу, щоб затьмарити одна одну, ніж меншим, тому тривалість затемнень говорить нам, наскільки великі зірки. Можливо, сотні зірок були виміряні таким чином. Коли порівнюються схожі зірки з різних подвійних затемнень, їхні розміри досить добре узгоджуються. Це дає нам впевненість в тому, що коли ми бачимо інші зірки, які не перебувають в подвійних системах, що затьмарюють, але в іншому схожі на ті, які є, тоді ми, ймовірно, знаємо розміри цих зірок.

 Порівняння розмірів Сонця

 На цій ілюстрації показана різниця в розмірах нашого Сонця в порівнянні з найбільшими зірками.


 Існує кілька непрямих методів визначення розмірів зірок. Час від часу Місяць проходить перед зіркою, що є подією, званою затемненням. Як зникнення зірки за Місяцем, так і її подальша поява на іншій стороні відбувається дуже швидко (зазвичай набагато менше секунди). Високошвидкісні фотометричні виміри показують, що зірка зникає не миттєво, а «поступово» протягом крихітної частки секунди. Часто це займає тисячні частки секунди. Швидкість, з якою зірка зникає й пізніше з'являється, залежить від кількох речей, таких як швидкість Місяця на його орбіті, кут, який край Місяця робить з рухом Місяця, і передбачуваний розмір зірки. Видимий розмір — це кут, під яким знаходиться зірка, і зазвичай виражається в одиницях мілісекунди дуги або тисячах секунд дуги. Всі інші фактори відомі, тому з отриманих даних можна розрахувати, наскільки великий кутовий діаметр. Проте, ми можемо перетворити кутовий діаметр у фактичний лінійний діаметр (у кілометрах), тільки якщо ми знаємо відстані до зірки. Ось чому це непрямий метод. Якщо відстань не відома, то діаметр зірки не може бути знайдений.

У той час як метод місячного затемнення працює дуже добре, Місяць затінює зірки лише в смузі шириною близько 11 градусів, центрованої уздовж екліптики. Більшість зірок не зустрічаються в цій вузькій області неба. Це метод використання принципу інтерференції, що виникає внаслідок хвильової природи світла, для отримання певної інформації з світла. Це можна зробити зі світлом деяких зірок, щоб виміряти їхні кутові діаметри. Як і у випадку з методом місячного затемнення, відстань до зірки повинна бути відомою, щоб знайти фактичний діаметр, тому це теж непрямий метод. Він також страждає від обмеження, що тільки зірки з дуже великими кутовими діаметрами можуть бути виміряні, тому він обмежений набагато великим кутовим діаметром зірок, ніж метод місячного затемнення.

Четвертий метод визначення діаметрів зірок включає в себе використання деяких добре вивчених фізичних методів. Закон Стефана-Больцмана стверджує, що кількість енергії, що виділяється чорним тілом, іде в четвертому ступеню температури. У вигляді рівняння,

L = σT4

де L — світність (повна енергія, яка випромінюється в секунду), T — температура в кельвінах, а σ — постійна фізична. Загальна яскравість зірки також залежить від площі її поверхні. Зірки, як правило, сферичні, тому площа повинна бути 4 π R 2. Ці два рівняння можна об'єднати в одне рівняння, а одиниці вимірювання будуть трохи громіздкими. Тому астрономи зазвичай переходять на сонячні одиниці, щоб спростити рівняння:

L = R2T4

де L, R і T — світність, радіус і температура зірки, виражені в сонячних одиницях. Що таке сонячні одиниці? Це величини, виражені в одиницях виміру Сонця. Наприклад, яскравість Сонця становить 3,88 х 1033 ерг/с, тому ця величина визначається як одиниця. Радіус Сонця складає 6,96 х 1010 см, так що це одиниця радіусів. Температура поверхні Сонця становить 5 770°K, так що це одна одиниця температури.

Це рівняння можна перевернути, щоб вирішити для R, але спочатку ми повинні знати T і L. Визначення температури прямолінійно за спектральним типом кольору, як обговорювалося раніше. Яскравість складніше. Ми повинні знати відстань, щоб перетворити видиму величину в абсолютну величину. Інвертування більш раннього рівняння, яке пов'язувало ці величини, може зробити це. Проте, як передбачувані, так і абсолютні величини вимірюються на певних довжинах хвиль, таких як B або V фільтрах. Світність повинна бути виражена як сила, що вивільняється зіркою, коли розглядаються всі довжини хвиль. Така величина називається абсолютною болометричною величиною. Неможливо виміряти болометричні величини, тому ми обчислюємо їх, використовуючи ті виміри, які ми можемо, і, з'єднуючи разом іншу частину спектра та добре розуміємо фізику. Деякі астрономи витратили більшу частину своєї професійної кар'єри, готуючи таблиці для інших астрономів, щоб зробити ці перетворення. Після того, як абсолютна болометрична величина була знайдена, ми можемо легко перетворити її у яскравість, щоб вставити в рівняння.

Оскільки цей метод визначення розмірів зірок не обмежується зірками вздовж екліптики, він є дуже потужним. Проте, оскільки це вимагає знання відстані до кожної вимірюваної зірки, це непрямий метод. Це також залежить від деяких моделей, таких як зоряно-атмосферні моделі, які дозволяють перетворити наявну величину в світність. Це призводить до помилки, але є обмеження на цю помилку. Цілком імовірно, що ми можемо визначити розміри зірок цим методом з точністю до 20%.

Знаходження зоряних відстаней

Існує тільки один прямий метод знаходження зоряної відстані — тригонометричний паралакс. Паралакс — це видиме зміщення зірки, коли Земля обертається навколо Сонця кожен рік. На малюнку нижче показана схема виникнення тригонометричного паралакса. Зверніть увагу, що є дуже тонкий трикутник з невеликим кутом у зірки. Цей кут називається кутом паралакса, і зазвичай позначається буквою π. Тут π — змінна, а не константа, обумовлена, як відношення окружності кола до його радіуса та апроксимована 3,14. Одна нога трикутника — це лінія між зіркою й сонцем, а інша нога — лінія між зіркою та землею. Підстава трикутника — це лінія між Землею й сонцем. База має довжину в одну астрономічну одиницю (АС). Довжина будь-якої із двох ніг — це відстань до зірки, d. оскільки кут паралакса настільки малий, ми можемо використовувати наближення малого кута,

π = 1/d

Ілюстрація тригонометричного паралакса

Зображення надано Брайаном Міллером


У звичайних одиницях виміру паралакс вимірюється в радіанах, а відстань виражається в а. е. Оскільки зірки знаходяться так далеко, всі кути паралакса будуть дуже малі, а відстані будуть дуже великими, якщо виражати їх в умовних одиницях. Тому астрономи використовують свої власні одиниці вимірювання. Кут паралакса вимірюється в секундах дуги, і тому має бути визначена нова одиниця вимірювання відстані. Нова одиниця вимірювання визначається як одиниця, якщо паралакс дорівнює одній секунді дуги. Ми визначаємо цю одиницю як parsec (вимовляється par-seck і скорочено pc) від паралакса однієї секунди дуги. Парсек дорівнює 3,26 світлових років. Найближча зірка, α Центавра, має паралакс 0,76 кутових секунд, тому її відстань складає близько 1,3 парсеків.

Перший паралакс було виміряно в 1830-х роках, і протягом 160 років всі вимірювання паралакса були зроблені в значній мірі таким самим чином. Класичні методи з Землі мають похибку близько 0,01 кутової секунди. Оскільки ця помилка становить паралакс 100 pc, багато людей помилково вважають, що вимірювання за допомогою цих методів дадуть відстані до 100 pc (або близько 300 світлових років). Проте, коли помилка має той самий розмір, що й вимір, ми не можемо бути впевнені, що ми вимірюємо який-небудь паралакс взагалі. Класичні вимірювання можуть виробляти відстані з точністю до 20% тільки до 20 pc (65 світлових років).

Протягом 1990-х років було розроблено декілька нових методів для більш точного вимірювання паралакса. Найуспішнішим із них став супутник HIPPARCOS, запущений Європейським космічним агентством. Місія виміряла відстані до декількох сотень тисяч зірок з точністю, що на порядок перевищує точність класичних методів. Тепер ми знаємо відстані до зірок майже до 200 pc, близько 600 світлових років. Важливість результатів HIPPARCOS полягає в тому, що вони дозволяють калібрувати інші непрямі методи.

Існують і інші методи визначення зоряних відстаней, хоча ці методи не так важливі, як вони були до HIPPARCOS. Ми обговоримо два пов'язаних методи. Раніше ми згадували пульсуючі змінні зорі. Пульсуючі змінні регулярно повторюють свої світлові варіації протягом інтервалу, званого періодом. Якщо ми побудуємо графік виміряних величин за період, ми отримаємо те, що називається кривою блиску. Середня величина — це середнє значення максимальної і мінімальної величин. Пульсуючі зірки мають характерні світлові криві, які зазвичай характеризуються швидким підйомом до максимального світла з подальшим більш поступовим зниженням до мінімального світла.

Один клас пульсуючих зірок, зірки RR Ліри, мабуть, дуже схожі одна на одну. Вони змінюються менше, ніж на величину, і у них є періоди коливань від декількох годин до доби. Їхньою найбільш важливою особливістю є те, що всі вони мають приблизно однакову середню абсолютну величину, 0,6.Зірки RR Ліри легко ідентифікувати по їхнім кривим світла, і як тільки ми зрозуміємо, що вони мають однакову абсолютну середню величину, а потім ми можемо використовувати їхню спостережувану середню величину, щоб знайти їхні відстані. Зірки RR Ліри дуже поширені в свого роду зоряному скупченні, званому кульовим скупченням, тому вони дуже корисні при визначенні відстаней до кульових скупчень.

 Подібно до зірок RR Ліри, але набагато більше й яскравіше, є змінні цефеїди. Цефеїди — це гігантські й надгігантський зірки, які мають періоди від декількох днів до понад 50 днів. Вони можуть варіюватися в межах декількох величин. На початку 20-го століття астроном Генрієтта Лівітт виявила, що період змінної цефеїди безпосередньо пов'язаний із середньою абсолютною величиною. Тобто, чим яскравіше цефеїда, тим більше часу потрібно для зміни зірки. Калібрований графік цієї залежності називається відношенням період-світність. За кривої блиску цефеїди ми можемо рахувати її період. Ставлення період-світність дає нам абсолютну середню величину. Середня величина кривої освітленості є середньою уявною величиною. Відстань можна знайти, як і раніше.

 Оскільки змінні RR Ліри й цефеїд можуть бути видні набагато далі, ніж 600-річна межа тригонометричного паралаксу, вони дозволяють нам знаходити відстані, що виходять за межі того, що може призвести паралакс. Проте, змінні методи знаходження відстаней RR Ліри й цефеїд є непрямими в тому сенсі, що вони спираються на припущення про сталість середніх величин RR Ліри та достовірності відносини період-світність цефеїд. Обидва ці припущення, мабуть, обгрунтовані спостереженнями. Всі інші методи визначення відстаней ґрунтуються на подібних припущеннях, часто заснованих на загальноприйнятій фізиці. В результаті виходить, що зоряні відстані, ймовірно, відомі до декількох сотень або навіть тисяч світлових років з великою впевненістю.

Додаткові галактичні відстані

Більшість методів визначення зоряних відстаней застосовні тільки до зірок у межах нашої галактики, Чумацького Шляху. Проте, багато з цих методів також працюють на двох невеликих галактиках-супутниках Чумацького Шляху, великих і малих Магелланових хмарах. Вони знаходяться на відстані близько 160 000 світлових років. За межами цих систем єдиний метод зоряної відстані, який працює, — це змінні цефєїди. Цей метод працює для галактик до декількох десятків мільйонів років, тому що цефєїди дуже яскраві. Взагалі, коли ми говоримо про відстані інших галактик, ми повинні розробити інші методи, засновані на «стандартних свічках». Стандартна свічка — це яскравий об'єкт, для якого ми думаємо, що знаємо, наскільки він яскравий, або, іншими словами, знаємо його абсолютну величину. Приклади стандартних свічок включають яскраві кульові скупчення, HII області (H-2), надгігантські зірки, нові й наднові типу Ia.

У галактиці Чумацький Шлях близько 200 кульових скупчень. Оскільки зірки RR Ліри поширені в кульових скупченнях, у нас є гарне уявлення про те, як далеко знаходяться більшість з них. Знаючи їхні відстані, ми можемо оцінити, наскільки яскравим є кожне скупчення й наскільки воно велике, з того, наскільки яскравим і наскільки великим здається нам кожне скупчення. Астрономи виявили, що кульові скупчення в нашій Галактиці не мають великого діапазону за розміром або яскравістю. Самі великі та яскраві дивно однорідні. Припускаючи, що кульові скупчення в інших галактиках, таких як Чумацький шлях, слідують аналогічним тенденціям, ми можемо оцінити відстані до цих інших галактик з того, наскільки великими та яскравими здаються їхні кульові скупчення.

Області HII — це хмари світного газу, виникаючи УФ-фотонами, що виділяються яскравими гарячими зірками в їхньому середовищі. У Чумацькому Шляху й інших подібних галактиках є багато областей HII. У той час як існує більший діапазон яскравості й розміру HII-області, ніж з глобулярными скупченнями, самі великі та яскраві з них здаються однорідними від галактики до галактики. Ця однаковість дозволяє нам розглядати найбільші й найяскравіші зони HII як стандартні свічки.

У межах даної галактики, що складається, можливо, з 200 мільярдів зірок, буде кілька десятків надзвичайно яскравих зірок. Це супер-гігантські зірки, вони являють собою найбільш яскраві зірки з усіх. Від галактики до галактики ці яскраві супер гіганти, мабуть, мають приблизно однакову абсолютну величину, тому вони теж являють собою стандартну свічку. Час від часу в межах галактик з'являються нові (novae — множина, єдине — nova), зірки, які раптово спалахують в результаті виверження, що триває кілька днів. Астрономи вважають, що новоутворення є результатом перенесення речовини від однієї зірки до іншої в певному вигляді подвійної зоряної системи. Найяскравіші новинки, мабуть, мають приблизно однакову абсолютну величину, тому їх можна використовувати й у якості стандартної свічки. Всі стандартні свічки, згадані досі, мають майже однакову абсолютну величину, близько -9. Як правило, якщо доступно більше одного з цих методів, всі вимірювання відстані усереднюються.

Залишок наднової

Зображення надано НАСА


Наднова — це надзвичайно потужний вибух зірки, при якому іноді зірка-попередниця повністю руйнується. Наднова може суперничати по яскравості з галактикою, в якій вона виникає. Наднова може залишатися поблизу піку яскравості протягом декількох тижнів, перш ніж повільно згасати протягом багатьох місяців. Є два основних типи наднових, тип I, тип II. Ці два типи помітно відрізняються за типами кривих світла, яким вони слідують, і типам спектральних ліній, які вони мають. Тип II — це вибух дуже масивної одиночної зірки. Наднові II типу мають значний діапазон пікової яскравості.Наднова типу I виникає в результаті перенесення маси в близьких подвійних зірках, де зірка, що набирає масу, являє собою особливий вид щільної зірки, такої як білий карлик.

 Особливий інтерес представляє підмножина наднових типу I, типу Ia. Наднові типу Ia мають однакову абсолютну величину поблизу максимуму світла, близько -19. Оскільки ми знаємо абсолютну величину наднових типу Ia, ми можемо використовувати їх для вимірювання надзвичайно великих відстаней, часто перестрибуючи через інші методи. Наднові типу Ia зустрічаються, можливо, один або два рази на століття в будь-якій галактиці, тому ми можемо бачити їхню кількість у рік в інших галактиках. Наднові типу Ia використовувалися для вимірювання відстаней до галактик на відстані понад мільярд світлових років.

 Щоб використовувати постійну Хаббла, необхідно визначити константу Хаббла. Ми робимо це, вимірюючи відстані якомога більшого числа галактик і порівнюючи відстані з вимірюваними червоними зміщеннями. Найбільша складність полягає в тому, що найближчі галактики мають кращі відстані, але найнижчі червоні зміщення, в той час як більш віддалені галактики мають найбідніші відстані й найбільші червоні зміщення. Червоне зміщення складається з двох частин: доплерівського зсуву через рух і Хаббловского потоку через універсальне розширення. Для сусідніх галактик розширення мінімальне, тому доплеровский рух має тенденцію домінувати над червоним зміщенням. Зі збільшенням відстані доплеровскі рухи не змінюються, але потік Хаббла збільшується. В ідеалі ми хотіли б використовувати найвіддаленіші об'єкти для калібрування постійної Хаббла, тому що тоді будь-який доплеровский рух можна ігнорувати. Проблема в тому, що ми можемо найкраще виміряти відстані до найближчих об'єктів, в той час як далекі галактики важко виміряти. Більшість розбіжностей з приводу значення постійної Хаббла зосереджено на тому, як впоратися з цією проблемою. Оскільки наднові типу Ia перескакують через великі відстані, вони стали дуже важливі для знаходження значення постійної Хаббла. Коли все сказано й зроблено, ми виявляємо, що за деякими винятками відстань дійсно масштабується з червоним зміщенням. Найбільш правдоподібна інтерпретація цього факту полягає в тому, що Всесвіт розширюється.

 У цій статті ми спробували показати, як астрономи можуть визначити основні властивості зірок. Сучасна астрономія дозволяє нам знаходити відстані, розміри, температури й маси зірок. Це неймовірно, враховуючи, як далеко від нас знаходяться зірки.


 Автор: д-р Денні Р. Фолкнер

 Дата публікації: 16 липня 2013 року

 Джерело: Answers In Genesis


 Переклад: Горячкіна Г.

 Редактор: Недоступ А.


 Посилання:

 1. Уейн Спенсер, TJ.

Написати коментар