Абсолютная звездная величина
Cтраница 2
Другими словами, значения vesini у самых ярких звезд скопления становятся в ходе эволюции меньше, чем у звезд поля такого же типа, потому что их радиусы систематически больше, чем у звезд главной последовательности со сравнимой абсолютной звездной величиной. Однако расширение в ходе эволюции не является главной причиной аномальных скоростей вращения звезд в скоплениях, что хорошо видно на примере скопления а Персея, в котором средние скорости вращения у проэволюционировавших звезд не меньше, а больше, чем у звезд поля. Итак, мы приходим к выводу, что эволюцию после главной последовательности и ее влияние на скорости вращения звезд учитывать нужно, но что одним этим влиянием нельзя объяснить наблюдаемые различия между звездами отдельных скоплений и звездами поля. [17]
Вызывает удивление, что тест число галактик - звездная величина ( и эквивалентное соотношение Л / ( 0) осО - 3) был применен к подсчетам спиральных и слабых туманностей так поздно - в 1926 г. Разумно предположить, что Хаббл попытался применить тест потому, что незадолго до этого, обнаружив в ближайших туманностях цефеиды, абсолютные звездные величины которых известны, он показал, что ярчайшие спиральные туманности - это состоящие из звезд галактики, подобные нашей Галактике. [18]
Цефеиды представляют особый интерес вследствие простой связи между их светимостью и периодом, определяемой весьма простыми методами. Сопоставление светимости ( абсолютной звездной величины) с видимой звездной величиной позволяет определять расстояние до звезды, а значит, и до звездных скоплений и систем, включающих эту звезду. Так установлены расстояния до ближайших галактик, а на основе этих данных выработаны косвенные методы определения расстояний во Вселенной. Цефеиды разделяются на два подтипа: коротконериодическис ( периоды от 0 07 до 1 3 сут. Миры Кита характеризуются периодами между 80 и 800 суток, большими амплитудами и сложными явлениями в протяженных атмосферах. [19]
Около 1913 г. произошло важное событие - Герцшпрунг и Рессел высказали смелую гипотезу о том, что звезды, которые мы видим, находятся на разных ступенях эволюции. На диаграмме спектральный класс - абсолютная звездная величина ( носящей теперь их имя) звезды выстроились по своему возрасту от гигантов до карликов. [20]
Общая модель, в рамках которой устанавливается соотношение, связывающее поверхностную и пространственную корреляционные функции, характеризующие распределение галактик, строится следующим образом. Вероятность того, что галактика с абсолютной звездной величиной в диапазоне от М до М 8М обнаружена в произвольно выбранном элементе объема 61 /, равна [ ср. [21]
Из звезд, ближе вСех находящихся к нам, яркие кажутся горячими, а затемненные - холодными, в соответствии с довольно регулярной шкалой яркости и температуры. Если построить графическую зависимость температуры поверхности различных звезд от их абсолютной звездной величины, большинство из известных звезд попадут в узкую полосу, с постоянным ростом от затемненного холодного до яркого горячего состояния. Эта полоса называется главной последовательностью. [22]
Этот тест называется также хаббловской диаграммой. Идея теста также очень проста: если мы имеем источник фиксированной светимости L ( или абсолютной звездной величины М), то по характеру изменения видимой звездной величины m ( или потока S, т.к. m - 2 51gS const) при удалении источника на расстояние г ( красное смешение z) можно судить о типе физической геометрии пространства. [23]
Энергия этого самого калорийного топлива компенсирует потери энергии излучения ярко светящейся звезды. Желание описать эволюцию звезд просто, без каких-либо трудных понятий, теорий, зависимостей и графиков наталкивается все же, с какой стороны мы не подходили бы к этому вопросу, на необходимость привести так называемую диаграмму Герцшпрунга-Рессела цвет - светимость. Она связывает температуру звезды с абсолютной звездной величиной - энерговыделением звезды ( светимостью); ее еще называют спектр - звездная величина. Если после рождения звезда попадает на главную последовательность, то ей предстоит жить очень долго, пока в ее центральной части выгорает водород, то есть в недрах звезды есть постоянный источник энергии. Конечно, большую роль играет и масса звезды. Например, звезда с малой массой ( 0 007 М0, М0 - масса Солнца) никогда не достигает той температуры, которая необходима для начала термоядерной реакции, и она не попадает на главную последовательность, а станет лишь коричневым карликом. [24]
Выражение (50.11) для w все еще является слишком сложным для практических приложений, так как в него входит функция трех неременных. К счастью, его можно значительно упростить, если использовать приближение, которое кажется достаточно хорошим. Предположение состоит в том, что абсолютная звездная величина галактики статистически не зависит от того, как эта галактика расположена относительно остальных галактик. [25]
Первым шагом является определение расстояния до одного из ближайших рассеянных звездных скоплений - Гиад. Это расстояние находится достаточно уверенно геометрическим путем и составляет около 45 парсеков. Зная расстояние до Гиад и измеряя видимую звездную величину т, можно вычислить абсолютную звездную величину М всех звезд - членов скопления. [26]
Связь между блеском новых и скоростью их угасания, найденная Арпом - в сущности иное выражение другой давно и хорошо известной зависимости: чем меньшие сроки требуются звезде, чтобы ослабеть на три звездные величины, тем она абсолютно ярче. Эту зависимость справедливо связывают с именем американского астронома Мак-Лафлина. Еще в 1939 г. он указал, что галактические новые, наблюдавшиеся простым глазом, в среднем быстрее, чем все новые в целом, а в 1945 г. представил зависимость уже в окончательной форме в абсолютных звездных величинах. [27]
Этот метод заключается в постепенном определении расстояний до все более удаленных объектов, пока не доходят до скопления Девы. Для этого определяют расстояние до скопления, что делается следующим способом. Затем, используя лучевые скорости звезд Улуч, определяют скорость Vt перемещения звезд в картинной плоскости ( в км / сек): VtV 4 tg а. Абсолютные звездные величины звезд на главной последовательности зависят только от их цвета ( спектрального класса) и после определения расстояния до Гиад могут считаться известными. [28]
 |
Метод тригонометрических параллаксов для измерения расстояний до ближайших звезд. [29] |
Хорошим примером являются спиральные галактики с хорошо выраженными массивными спиральными рукавами. Оказывается, их светимости более или менее одинаковы. Следовательно, обнаружив на большом расстоянии спиральные галактики с массивными спиральными рукавами, мы можем оценить их абсолютные звездные величины и по видимой звездной величине с помощью уравнения (15.1) вычислить расстояния до них. Наконец, в самых больших масштабах для определения относительного положения объектов в пространстве можно использовать непосредственно расширение Вселенной ( разд. [30]
Страницы: 1 2 3