Jak zmierzyć odległość do gwiazd?
Metoda paralaksy poziomej
Kula ziemska znajdująca się w odległości 149,6 miliona kilometrów od Słońca „wiruje” po orbicie znaczną odległość w ciągu roku.
Jednak naprawdę gigantyczne odległości zaczynają się na zewnątrz. Dopiero na początku XX wieku naukowcom udało się dokonać dość dokładnych pomiarów i po raz pierwszy ustalić odległość do niektórych gwiazd.
Metoda określania odległości do gwiazd polega na dokładnym określeniu kierunku do nich (czyli określeniu ich położenia na) z obu końców średnicy orbity Ziemi i nazywa się „Metoda paralaksy poziomej”. Aby to zrobić, wystarczy określić kierunek gwiazdy w momentach oddalonych o sześć miesięcy, ponieważ w tym czasie sama Ziemia przenosi ze sobą obserwatora z jednej strony orbity na drugą.
Przemieszczenie gwiazdy (oczywiście pozorne), spowodowane zmianą położenia obserwatora w przestrzeni, jest niezwykle małe, ledwo zauważalne. Jednak zmierzono go z dokładnością 0″.01. Czy to dużo czy mało? Oceńcie sami – to tak, jakby przyjrzeć się krawędzi monety z Riazania rzuconej przez przechodnia w Moskwie na Placu Czerwonym.
Oczywiste jest, że przy takich odległościach i odległościach metry i kilometry, do których jesteśmy przyzwyczajeni, nie są już odpowiednie. Naprawdę duże odległości, czyli odległości kosmiczne, wygodniej wyraża się nie w kilometrach, ale w lata świetlne, czyli na takie odległości, jakie światło rozchodzące się z prędkością 300 000 km/s pokonuje w ciągu roku.
Za pomocą opisanej metody możliwe jest określenie odległości do gwiazd znacznie odległych niż trzysta lat świetlnych. Światło gwiazd niektórych odległych układów gwiezdnych dociera do nas setki milionów lat świetlnych stąd.
Nie oznacza to wcale, jak się często uważa, że obserwujemy gwiazdy, które w rzeczywistości mogą już nie istnieć. Nie trzeba mówić, że „widzimy na niebie coś, czego w rzeczywistości już nie ma”. Tak naprawdę zdecydowana większość gwiazd zmienia się na tyle wolno, że miliony lat temu były takie same jak obecnie, a nawet ich widoczne miejsca na niebie zmieniają się niezwykle wolno, choć gwiazdy poruszają się szybko w przestrzeni. Zatem gwiazdy, jakie je widzimy, są na ogół takie same w chwili obecnej.
22 lutego 2017 roku NASA poinformowała, że wokół pojedynczej gwiazdy TRAPPIST-1 odkryto 7 egzoplanet. Trzy z nich mieszczą się w zakresie odległości od gwiazdy, w których na planecie może znajdować się woda w stanie ciekłym, a woda jest kluczowym warunkiem życia. Poinformowano również, że ten układ gwiazd znajduje się w odległości 40 lat świetlnych od Ziemi.
Ta wiadomość wywołała wiele szumu w mediach; niektórzy nawet myśleli, że ludzkość jest o krok od budowy nowych osiedli w pobliżu nowej gwiazdy, ale tak nie jest. Ale 40 lat świetlnych to dużo, to DUŻO, to zbyt wiele kilometrów, czyli potwornie kolosalna odległość!
Z kursu fizyki znana jest trzecia prędkość ucieczki - jest to prędkość, jaką musi posiadać ciało na powierzchni Ziemi, aby wydostać się poza Układ Słoneczny. Wartość tej prędkości wynosi 16,65 km/s. Konwencjonalny orbitalny statek kosmiczny startuje z prędkością 7,9 km/s i okrąża Ziemię. W zasadzie prędkość 16-20 km/s jest całkiem dostępna dla nowoczesnych ziemskich technologii, ale nie więcej!
Ludzkość nie nauczyła się jeszcze przyspieszać statków kosmicznych szybciej niż 20 km/s.
Obliczmy, ile lat zajmie statkowi kosmicznemu lecącemu z prędkością 20 km/s przebycie 40 lat świetlnych i dotarcie do gwiazdy TRAPPIST-1.
Jeden rok świetlny to odległość, jaką wiązka światła pokonuje w próżni, a prędkość światła wynosi około 300 tysięcy km/s.
Stworzony przez człowieka statek kosmiczny leci z prędkością 20 km/s, czyli 15 000 razy wolniejszą od prędkości światła. Taki statek przeleci 40 lat świetlnych w czasie równym 40*15000=600000 lat!
Statek ziemski (at nowoczesny poziom technologia) dotrze do gwiazdy TRAPPIST-1 za około 600 tysięcy lat! Homo sapiens istnieje na Ziemi (według naukowców) zaledwie 35-40 tysięcy lat, a tutaj żyje już aż 600 tysięcy lat!
W najbliższej przyszłości technologia nie pozwoli ludziom dotrzeć do gwiazdy TRAPPIST-1. Szacuje się, że nawet obiecujące silniki (jonowe, fotonowe, żagle kosmiczne itp.), które nie istnieją w ziemskiej rzeczywistości, będą w stanie rozpędzić statek do prędkości 10 000 km/s, co oznacza, że czas lotu do TRAPPIST -1 system zostanie skrócony do 120 lat. To już mniej więcej akceptowalny czas na loty z zawieszoną animacją czy dla kilku pokoleń imigrantów, ale dziś wszystkie te silniki są fantastyczne.
Nawet najbliższe gwiazdy są wciąż za daleko od ludzi, za daleko, nie mówiąc już o gwiazdach naszej Galaktyki czy innych galaktyk.
Średnica naszej galaktyki Drogi Mlecznej wynosi około 100 tysięcy lat świetlnych, co oznacza, że podróż współczesnego statku ziemskiego od końca do końca wyniesie 1,5 miliarda lat! Nauka sugeruje, że nasza Ziemia ma 4,5 miliarda lat, a życie wielokomórkowe około 2 miliardy lat. Odległość do najbliższej nam galaktyki - Mgławicy Andromedy - 2,5 miliona lat świetlnych od Ziemi - co za potworne odległości!
Jak widać, ze wszystkich żyjących ludzi, nikt nigdy nie postawi stopy na ziemi planety znajdującej się w pobliżu innej gwiazdy.
Jak określić odległość do gwiazd? Skąd wiemy, że Alfa Centauri znajduje się w odległości około 4 lat świetlnych? W końcu nie można wiele określić na podstawie jasności gwiazdy jako takiej - jasność słabej pobliskiej gwiazdy i jasnej odległej gwiazdy mogą być takie same. A jednak istnieje wiele dość niezawodnych sposobów określania odległości od Ziemi do najdalszych zakątków Wszechświata. W ciągu 4 lat pracy satelita astrometryczny Hipparchus określił odległości nawet 118 tys. gwiazd SPL
Bez względu na to, co fizycy mówią o trójwymiarowości, sześciowymiarowości czy nawet jedenastowymiarowości przestrzeni, dla astronoma obserwowalny Wszechświat jest zawsze dwuwymiarowy. To, co dzieje się w Kosmosie, ukazuje się nam w projekcji na sferę niebieską, tak jak w filmie cała złożoność życia rzutowana jest na płaski ekran. Na ekranie możemy łatwo rozróżnić to, co odległe od tego, co bliskie, dzięki naszej znajomości trójwymiarowego oryginału, jednak w dwuwymiarowym rozproszeniu gwiazd nie ma wizualnej wskazówki, która pozwoliłaby nam zamienić to w trójwymiarowy mapa wymiarowa odpowiednia do wykreślania kursu statku międzygwiezdnego. Tymczasem odległości są kluczem do prawie połowy całej astrofizyki. Jak bez nich odróżnić pobliską, słabą gwiazdę od odległego, ale jasnego kwazara? Tylko znając odległość do obiektu, można ocenić jego energię, a stąd prowadzi bezpośrednia droga do zrozumienia jego fizycznej natury.
Niedawnym przykładem niepewności co do odległości kosmicznych jest problem źródeł rozbłysków gamma, krótkich impulsów twardego promieniowania, które docierają na Ziemię mniej więcej raz dziennie z różnych kierunków. Wstępne szacunki ich odległości wahały się od setek jednostek astronomicznych (dziesiątek godzin świetlnych) do setek milionów lat świetlnych. W związku z tym rozrzut modeli był również imponujący - od anihilacji komet antymaterii na obrzeżach Układu Słonecznego po eksplozje gwiazd neutronowych wstrząsających całym Wszechświatem i narodziny białych dziur. Do połowy lat 90. zaproponowano ponad sto różnych wyjaśnień natury rozbłysków gamma. Teraz, gdy udało nam się oszacować odległości do ich źródeł, pozostały już tylko dwa modele.
Ale jak zmierzyć odległość, jeśli nie można dosięgnąć obiektu ani linijką, ani belką lokalizującą? Z pomocą przychodzi metoda triangulacji, szeroko stosowana w konwencjonalnej geodezji lądowej. Wybieramy odcinek o znanej długości - podstawę, mierzymy od jego końców kąty, pod którymi widoczny jest punkt niedostępny z tego czy innego powodu, a następnie proste wzory trygonometryczne podają wymaganą odległość. Kiedy przemieszczamy się z jednego końca podstawy na drugi, pozorny kierunek punktu zmienia się, przesuwa się on na tle odległych obiektów. Nazywa się to przesunięciem paralaksy lub paralaksą. Jego wartość jest tym mniejsza, im dalej znajduje się obiekt, a im większa, tym dłuższa podstawa.
Aby zmierzyć odległości do gwiazd, należy przyjąć maksymalną dostępną astronomom podstawę, równą średnicy orbity Ziemi. Odpowiednie przemieszczenie paralaktyczne gwiazd na niebie (ściśle mówiąc, połowa z nich) zaczęto nazywać paralaksą roczną. Spróbował to zmierzyć Tycho Brahe, któremu nie spodobał się pomysł Kopernika o obrocie Ziemi wokół Słońca, i postanowił to sprawdzić – wszak paralaksy dowodzą też ruchu orbitalnego Ziemi. Dokonane pomiary miały dokładność imponującą jak na XVI wiek - około jednej minuty łuku, ale była to całkowicie niewystarczająca do pomiaru paralaks, z czego sam Brahe nie zdawał sobie sprawy i doszedł do wniosku, że system kopernikański jest błędny.
Odległość do gromad gwiazd jest określana metodą dopasowania ciągu głównego
Kolejnego ataku na paralaksę dokonał w 1726 roku Anglik James Bradley, przyszły dyrektor Obserwatorium w Greenwich. Początkowo wydawało się, że szczęście się do niego uśmiechnęło: wybrana do obserwacji gwiazda Gamma Draco faktycznie oscylowała wokół swojej średniej pozycji w ciągu roku z wahaniem wynoszącym 20 sekund kątowych. Jednak kierunek tego przesunięcia był inny od oczekiwanego w przypadku paralaks i Bradley wkrótce znalazł prawidłowe wyjaśnienie: prędkość orbity Ziemi sumuje się z prędkością światła wychodzącego z gwiazdy i zmienia jej pozorny kierunek. W ten sam sposób krople deszczu pozostawiają ukośne ślady na szybach autobusów. Zjawisko to, zwane aberracją roczną, było pierwszym bezpośrednim dowodem ruchu Ziemi wokół Słońca, ale nie miało nic wspólnego z paralaksami.
Zaledwie sto lat później dokładność przyrządów goniometrycznych osiągnęła wymagany poziom. Pod koniec lat 30. XIX wieku, jak to ujął John Herschel, „ściana uniemożliwiająca penetrację gwiezdnego Wszechświata została przebita niemal jednocześnie w trzech miejscach”. W 1837 roku Wasilij Jakowlewicz Struwe (ówczesny dyrektor Obserwatorium Dorpat, a później Obserwatorium Pułkowo) opublikował zmierzoną przez siebie paralaksę Vegi - 0,12 sekundy łukowej. NA Następny rok Friedrich Wilhelm Bessel podał, że paralaksa gwiazdy 61 Cygni wynosi 0,3”. A rok później szkocki astronom Thomas Henderson, pracujący na półkuli południowej na Przylądku Dobrej Nadziei, zmierzył paralaksę w układzie Alfa Centauri – 1,16”. Jednak później okazało się, że wartość ta została przeszacowana 1,5 raza i na całym niebie nie ma ani jednej gwiazdy z paralaksą większą niż 1 sekunda łuku.
Dla odległości mierzonych metodą paralaktyczną wprowadzono specjalną jednostkę długości – parsek (od sekundy paralaktycznej, pc). Jeden parsek zawiera 206 265 jednostek astronomicznych, czyli 3,26 roku świetlnego. To właśnie z tej odległości promień orbity Ziemi (1 jednostka astronomiczna = 149,5 miliona kilometrów) jest widoczny pod kątem 1 sekundy. Aby określić odległość do gwiazdy w parsekach, należy podzielić ją przez jej paralaksę w sekundach. Na przykład do najbliższego nam układu gwiezdnego Alpha Centauri 1/0,76 = 1,3 parseka, czyli 270 tysięcy jednostek astronomicznych. Tysiąc parseków nazywa się kiloparsekami (kpc), milion parseków nazywa się megaparsekami (Mpc), a miliard nazywa się gigaparsekami (Gpc).
Pomiar niezwykle małych kątów wymagał wyrafinowania technicznego i ogromnej staranności (na przykład Bessel przetworzył ponad 400 pojedynczych obserwacji 61. Łabędzia), ale po pierwszym przełomie wszystko poszło łatwiej. Do roku 1890 zmierzono paralaksy już trzydziestu gwiazd, a kiedy w astronomii zaczęto szeroko stosować fotografię, rozpoczęto precyzyjny pomiar paralaks. Jedyną metodą jest pomiar paralaksy bezpośrednia definicja odległości do poszczególnych gwiazd. Jednak podczas obserwacji naziemnych zakłócenia atmosferyczne nie pozwalają metodzie paralaktycznej mierzyć odległości większych niż 100 szt. Dla Wszechświata nie jest to zbyt duża wartość. („To niedaleko, sto parseków” – jak stwierdził Gromozeka.) Tam, gdzie zawodzą metody geometryczne, na ratunek przychodzą metody fotometryczne.
Zapisy geometryczne
W ostatnie lata Coraz częściej publikowane są wyniki pomiarów odległości do bardzo kompaktowych źródeł emisji radiowej – maserów. Ich promieniowanie zachodzi w zakresie radiowym, co umożliwia obserwację ich na interferometrach radiowych zdolnych do pomiaru współrzędnych obiektów z dokładnością do mikrosekund, nieosiągalną w zakresie optycznym, w którym obserwuje się gwiazdy. Dzięki maserom metody trygonometryczne można zastosować nie tylko do odległych obiektów w naszej Galaktyce, ale także do innych galaktyk. Na przykład w 2005 roku Andreas Brunthaler (Niemcy) i jego współpracownicy określili odległość do galaktyki M33 (730 kpc), porównując przemieszczenie kątowe maserów z prędkością rotacji tego układu gwiazdowego. Rok później Ye Xu (Chiny) i jego współpracownicy skorzystali klasyczna metoda paralaksy do „lokalnych” źródeł maserowych w celu zmierzenia odległości (2 kpc) do jednego z ramion spiralnych naszej Galaktyki. Być może najdalej zaszli J. Hernsteen (USA) i jego koledzy w 1999 roku. Śledząc ruch maserów w dysku akrecyjnym wokół czarnej dziury w jądrze aktywnej galaktyki NGC 4258, astronomowie ustalili, że układ ten znajduje się w odległości 7,2 Mpc od nas. Dziś jest to absolutny rekord metod geometrycznych.
Standardowe świece astronomiczne
Im dalej od nas znajduje się źródło promieniowania, tym jest ono słabsze. Jeśli odkryjesz prawdziwą jasność obiektu, porównując ją z pozorną jasnością, możesz znaleźć odległość. Huygens był prawdopodobnie pierwszym, który zastosował tę koncepcję do pomiaru odległości do gwiazd. Nocą obserwował Syriusza, a w dzień porównywał jego blask z maleńką dziurką w ekranie zakrywającą Słońce. Po dobraniu rozmiaru dziury tak, aby obie jasności się pokrywały i porównaniu wartości kątowych dziury i dysku słonecznego, Huygens doszedł do wniosku, że Syriusz znajduje się 27 664 razy dalej od nas niż Słońce. To 20 razy mniej niż rzeczywista odległość. Błąd wynikał częściowo z faktu, że Syriusz jest w rzeczywistości znacznie jaśniejszy od Słońca, a częściowo z trudności w porównaniu jasności z pamięci.
Przełom w dziedzinie metod fotometrycznych nastąpił wraz z pojawieniem się fotografii w astronomii. Na początku XX wieku Obserwatorium Harvard College przeprowadziło zakrojone na szeroką skalę prace mające na celu określenie jasności gwiazd za pomocą klisz fotograficznych. Szczególną uwagę zwrócono na gwiazdy zmienne, których jasność się zmienia. Badając gwiazdy zmienne szczególnej klasy – cefeidy – w Małym Obłoku Magellana Henrietta Levitt zauważyła, że im są jaśniejsze, tym dłuższy jest okres wahań ich jasności: gwiazdy o okresie kilkudziesięciu dni okazywały się ok. 40 razy jaśniejszy niż gwiazdy z okresem około jednego dnia.
Ponieważ wszystkie cefeidy Levitta znajdowały się w tym samym układzie gwiazd – Małym Obłoku Magellana – można uznać, że znajdują się w tej samej (choć nieznanej) odległości od nas. Oznacza to, że różnica w ich pozornej jasności jest powiązana z rzeczywistymi różnicami w jasności. Pozostało wyznaczyć odległość do jednej cefeidy metodą geometryczną, aby skalibrować całą zależność i móc, mierząc okres, określić rzeczywistą jasność dowolnej cefeidy, a na tej podstawie odległość do gwiazdy i układu gwiazdowego zawierający to.
Ale niestety w pobliżu Ziemi nie ma cefeid. Najbliższa z nich – Gwiazda Północna – jest oddalona od Słońca, jak wiemy, o 130 szt., czyli poza zasięgiem naziemnych pomiarów paralaksy. Nie umożliwiło to zbudowania mostu bezpośrednio z paralaks do cefeid i astronomowie musieli zbudować konstrukcję, którą obecnie w przenośni nazywa się drabiną odległości.
Etapem pośrednim stały się na nim gromady otwarte gwiazd, obejmujące od kilkudziesięciu do setek połączonych gwiazd czas całkowity i miejsce urodzenia. Jeśli wykreślisz temperaturę i jasność wszystkich gwiazd w gromadzie, większość punktów znajdzie się na jednej nachylonej linii (a dokładniej na pasku), co nazywa się ciągiem głównym. Temperaturę określa się z dużą dokładnością na podstawie widma gwiazdy, a jasność na podstawie jej pozornej jasności i odległości. Jeśli odległość nie jest znana, na ratunek przychodzi fakt, że wszystkie gwiazdy w gromadzie są prawie jednakowo odległe od nas, dzięki czemu w gromadzie jasność pozorną nadal można wykorzystać jako miarę jasności.
Ponieważ gwiazdy są wszędzie takie same, główne sekwencje wszystkich gromad muszą się zgadzać. Różnice wynikają jedynie z tego, że znajdują się w różnych odległościach. Jeśli wyznaczymy odległość do jednego z gromad metodą geometryczną, dowiemy się, jak wygląda „prawdziwy” ciąg główny, a następnie porównując z nim dane dotyczące innych gromad, określimy odległości do nich. Ta metoda nazywa się „dopasowywaniem ciągu głównego”. Przez długi czas za wzór służyły Plejady i Hiady, których odległości określano metodą paralaks grupowych.
Na szczęście dla astrofizyki cefeidy odkryto w około dwudziestu gromadach otwartych. Zatem mierząc odległości do tych gromad, dostosowując ciąg główny, można „rozciągnąć drabinę” do cefeid, które są na trzecim stopniu.
Cefeidy są bardzo wygodnym wskaźnikiem odległości: jest ich stosunkowo wiele - można je znaleźć w każdej galaktyce, a nawet w każdej gromadzie kulistej, a jako gwiazdy-olbrzymy są na tyle jasne, że można mierzyć od nich odległości międzygalaktyczne. Dzięki temu zasłużyli na wiele głośnych epitetów, takich jak „latarnie Wszechświata” czy „kamienie milowe astrofizyki”. „Linia” cefeidy rozciąga się do 20 Mpc – to około sto razy więcej rozmiarów naszej Galaktyki. Nie da się ich już rozróżnić nawet u najpotężniejszych nowoczesne instrumenty, a żeby wspiąć się na czwarty szczebel drabiny dystansowej, potrzeba czegoś jaśniejszego.
Na krańce Wszechświata
Jeden z najpotężniejszych pomiarów odległości pozagalaktycznych opiera się na wzorze znanym jako relacja Tully'ego-Fishera: im jaśniejsza galaktyka spiralna, tym szybciej się obraca. Kiedy galaktykę oglądamy z boku lub pod znacznym nachyleniem, połowa jej materii zbliża się do nas w wyniku rotacji, a połowa oddala, co prowadzi do poszerzenia linii widmowych w wyniku efektu Dopplera. Na podstawie tej ekspansji określa się prędkość obrotową, na jej podstawie określa się jasność, a następnie, porównując z jasnością widzialną, określa się odległość do galaktyki. I oczywiście, aby skalibrować tę metodę, potrzebujemy galaktyk, których odległości zostały już zmierzone za pomocą cefeid. Metoda Tully'ego-Fishera jest metodą bardzo dalekiego zasięgu i obejmuje galaktyki oddalone od nas o setki megaparseków, ale ma też swoje ograniczenia, ponieważ nie jest możliwe uzyskanie widm o wystarczająco wysokiej jakości dla galaktyk, które są zbyt odległe i słabe.
W nieco większym zakresie odległości działa kolejna „świeca standardowa” – supernowe typu Ia. Wybuchy takich supernowych to „tego samego typu” termojądrowe eksplozje białych karłów o masie nieco większej od masy krytycznej (1,4 masy Słońca). Dlatego nie ma powodu, aby różniły się one znacznie mocą. Obserwacje takich supernowych w pobliskich galaktykach, do których odległości można wyznaczyć z cefeid, zdają się potwierdzać tę stałość, dlatego też kosmiczne eksplozje termojądrowe są obecnie powszechnie stosowane do wyznaczania odległości. Są one widoczne nawet w odległości miliardów parseków od nas, jednak nigdy nie wiadomo, na jaką odległość zostanie zmierzona galaktyka, ponieważ nie wiadomo z góry dokładnie, gdzie wybuchnie następna supernowa.
Jak dotąd tylko jedna metoda pozwala nam pójść jeszcze dalej – przesunięcia ku czerwieni. Jej historia, podobnie jak historia cefeid, zaczyna się jednocześnie z XX wiekiem. W 1915 roku amerykański Vesto Slipher badając widma galaktyk zauważył, że w większości z nich linie były przesunięte ku czerwieni w stosunku do pozycji „laboratoryjnej”. W 1924 roku Niemiec Karl Wirtz zauważył, że przemieszczenie to jest tym większe, im mniejsze wymiary kątowe galaktyki. Jednak dopiero Edwinowi Hubble’owi udało się w 1929 roku zebrać te dane w jeden obraz. Zgodnie z efektem Dopplera przesunięcie linii widma w stronę czerwieni oznacza, że obiekt się od nas oddala. Porównując widma galaktyk z odległościami do nich określonymi na podstawie cefeid, Hubble sformułował prawo: prędkość, z jaką galaktyka się oddala, jest proporcjonalna do jej odległości. Współczynnik proporcjonalności w tej zależności nazywany jest stałą Hubble'a.
W ten sposób odkryto ekspansję Wszechświata, a wraz z nią możliwość wyznaczania odległości do galaktyk na podstawie ich widm, oczywiście pod warunkiem, że stała Hubble'a zostanie powiązana z jakimiś innymi „władcami”. Sam Hubble przeprowadził to ustawienie z błędem niemal rzędu wielkości, który został skorygowany dopiero w połowie lat czterdziestych XX wieku, kiedy stało się jasne, że cefeidy dzielą się na kilka typów o różnych relacjach okres-jasność. Kalibrację przeprowadzono ponownie w oparciu o „klasyczne” cefeidy i dopiero wtedy wartość stałej Hubble’a zbliżyła się do współczesnych szacunków: 50–100 km/s na każdy megaparsek odległości do galaktyki.
Obecnie przesunięcia ku czerwieni wykorzystuje się do określania odległości do galaktyk oddalonych od nas o tysiące megaparseków. To prawda, że odległości te są podawane w megaparsekach tylko w popularnych artykułach. Faktem jest, że zależą one od przyjętego w obliczeniach modelu ewolucji Wszechświata, a poza tym w rozszerzającej się przestrzeni nie do końca jest jasne, o jaką odległość chodzi: tę, w której znajdowała się galaktyka w momencie emisji promieniowania , lub ten, w którym się znajduje w momencie jego odbioru na Ziemi, lub odległość, jaką światło przebywa w drodze od punktu początkowego do punktu końcowego. Dlatego astronomowie wolą podawać jedynie bezpośrednio obserwowaną wartość przesunięcia ku czerwieni dla odległych obiektów, bez przekształcania jej na megaparseki.
Przesunięcia ku czerwieni są dziś jedyną metodą szacowania „kosmologicznych” odległości porównywalnych z „wielkością Wszechświata”, a jednocześnie jest to być może najpowszechniej stosowana technika. W lipcu 2007 roku opublikowano katalog przesunięć ku czerwieni 77 418 767 galaktyk. To prawda, że przy jego tworzeniu zastosowano nieco uproszczoną automatyczną metodę analizy widm, dlatego do niektórych wartości mogły wkraść się błędy.
Gra drużynowa
Geometryczne metody pomiaru odległości nie kończą się na rocznej paralaksy, w której pozorne przemieszczenia kątowe gwiazd porównuje się z ruchami Ziemi na jej orbicie. Inne podejście opiera się na ruchu Słońca i gwiazd względem siebie. Wyobraźmy sobie gromadę gwiazd przelatującą obok Słońca. Zgodnie z prawami perspektywy widoczne trajektorie jego gwiazd, niczym szyny na horyzoncie, zbiegają się w jednym punkcie – radiancie. Jej położenie wskazuje, pod jakim kątem gromada leci w stosunku do linii wzroku. Znając ten kąt, możemy rozłożyć ruch gwiazd gromady na dwie składowe – wzdłuż linii wzroku i prostopadle do niej wzdłuż sfery niebieskiej – i określić proporcje między nimi. Prędkość radialną gwiazd w kilometrach na sekundę mierzy się za pomocą efektu Dopplera i biorąc pod uwagę znalezioną proporcję, oblicza się rzut prędkości na niebo - również w kilometrach na sekundę. Pozostaje porównać te prędkości liniowe gwiazd z prędkościami kątowymi wyznaczonymi z wyników wieloletnich obserwacji - i będzie znana odległość! Ta metoda działa do kilkuset parseków, ale ma zastosowanie tylko do gromad gwiazd i dlatego nazywa się ją metodą paralaksy grupowej. W ten sposób po raz pierwszy zmierzono odległości do Hiad i Plejad.
W dół po schodach prowadzących na górę
Budując nasze schody na obrzeża Wszechświata, milczeliśmy na temat fundamentu, na którym je opierają. Tymczasem metoda paralaksy podaje odległość nie w standardowych metrach, ale w jednostkach astronomicznych, czyli w promieniach orbity Ziemi, których wartość również nie została od razu określona. Spójrzmy więc wstecz i zejdźmy po drabinie kosmicznych odległości do Ziemi.
Prawdopodobnie pierwszym, który podjął próbę określenia odległości Słońca, był Arystarch z Samos, który półtora tysiąca lat przed Kopernikiem zaproponował heliocentryczny układ świata. Odkrył, że Słońce znajduje się 20 razy dalej od nas niż Księżyc. Szacunek ten, jak już wiemy, został zaniżony 20-krotnie i trwał aż do ery Keplera. Choć sam nie mierzył jednostki astronomicznej, zauważył już, że Słońce powinno znajdować się znacznie dalej, niż sądził Arystarch (a po nim wszyscy inni astronomowie).
Pierwsze mniej więcej akceptowalne oszacowanie odległości Ziemi od Słońca uzyskali Jean Dominique Cassini i Jean Richet. W 1672 roku, podczas opozycji Marsa, zmierzyli jego położenie na tle gwiazd Paryża (Cassini) i Kajenny (Richet). Odległość z Francji do Gujany Francuskiej posłużyła za podstawę trójkąta paralaktycznego, z którego wyznaczono odległość do Marsa, a następnie obliczono jednostkę astronomiczną korzystając z równań mechaniki nieba, uzyskując wartość 140 milionów kilometrów.W ciągu następnych dwóch stuleci tranzyt Wenus przez dysk słoneczny stał się głównym narzędziem określania skali Układu Słonecznego. Obserwując je jednocześnie z różnych punktów globu, można obliczyć odległość Ziemi od Wenus i stąd wszystkie inne odległości na Ziemi. Układ Słoneczny. W XVIII-XIX w. zjawisko to obserwowano czterokrotnie: w latach 1761, 1769, 1874 i 1882. Obserwacje te stały się jednym z pierwszych międzynarodowych projektów naukowych. Wyposażono ekspedycje na dużą skalę (angielską wyprawę z 1769 r. prowadził słynny James Cook), utworzono specjalne stacje obserwacyjne... A gdyby pod koniec XVIII wieku Rosja zapewniła jedynie francuskim naukowcom możliwość obserwacji przejścia z jego terytorium (z Tobolska), już w latach 1874 i 1882 w badania zaangażowani byli rosyjscy naukowcy. Niestety wyjątkowa złożoność obserwacji doprowadziła do znacznych rozbieżności w szacunkach jednostki astronomicznej - od około 147 do 153 milionów kilometrów. Bardziej wiarygodną wartość – 149,5 mln km – uzyskano dopiero na przełomie XIX i XX w. z obserwacji planetoid. I wreszcie trzeba wziąć pod uwagę, że wyniki wszystkich tych pomiarów opierały się na znajomości długości podstawy, którą przy pomiarze jednostki astronomicznej stanowił promień Ziemi. Ostatecznie więc geodeci położyli podwaliny pod kosmiczną drabinę odległości.
Dopiero w drugiej połowie XX wieku naukowcy mieli do dyspozycji zasadniczo nowe metody określania odległości kosmicznych - laser i radar. Umożliwiły one setki tysięcy razy zwiększenie dokładności pomiarów w Układzie Słonecznym. Błąd radaru dla Marsa i Wenus wynosi kilka metrów, a odległość do reflektorów narożnych zainstalowanych na Księżycu mierzona jest z dokładnością do centymetrów. Obecnie przyjęta wartość jednostki astronomicznej wynosi 149 597 870 691 metrów.
Trudny los „Hipparcha”
Tak radykalny postęp w pomiarze jednostki astronomicznej w nowy sposób podniósł kwestię odległości do gwiazd. Dokładność określenia paralaksy jest ograniczona przez atmosferę ziemską. Dlatego już w latach 60. XX wieku zrodził się pomysł wystrzelenia w kosmos instrumentu goniometrycznego. Zostało to zrealizowane w 1989 roku wraz z wystrzeleniem europejskiego satelity astrometrycznego Hipparchus. Nazwa ta jest ustalonym, choć formalnie nie do końca poprawnym, tłumaczeniem angielskie imie HIPPARCOS, co jest skrótem od High Precision Parallax Collecting Satellite („satelita do zbierania wysoce precyzyjnych paralaks”) i nie pokrywa się z angielską pisownią nazwiska słynnego starożytnego greckiego astronoma - Hipparcha, autora pierwszego katalogu gwiazd .
Twórcy satelity postawili sobie bardzo ambitne zadanie: zmierzyć paralaksy ponad 100 tysięcy gwiazd z dokładnością do milisekundy, czyli „dotrzeć” do gwiazd oddalonych o setki parseków od Ziemi. Konieczne było wyjaśnienie odległości do kilku gromad otwartych gwiazd, w szczególności Hiad i Plejad. Ale co najważniejsze, możliwe stało się „przeskoczenie stopnia” poprzez bezpośredni pomiar odległości do samych cefeid.Wyprawa rozpoczęła się od kłopotów. Z powodu awarii górnego stopnia Hipparch nie wszedł na zamierzoną orbitę geostacjonarną i pozostał na pośredniej, mocno wydłużonej trajektorii. Specjaliści Europejskiej Agencji Kosmicznej nadal poradzili sobie z sytuacją, a orbitalny teleskop astrometryczny z powodzeniem działał przez 4 lata. Tyle samo czasu zajmowało opracowanie wyników i w 1997 roku opublikowano katalog gwiazd zawierający paralaksy i ruchy własne 118 218 gwiazd, w tym około dwustu cefeid.
Niestety w wielu kwestiach nie uzyskano pożądanej jasności. Najbardziej niezrozumiały wynik dotyczył Plejad - zakładano, że „Hipparchus” wyjaśni odległość, którą wcześniej szacowano na 130–135 parseków, ale w praktyce okazało się, że „Hipparchus” poprawił ją, otrzymując wartość zaledwie 118 parseki. Zaakceptowanie nowej wartości wymagałoby dostosowań zarówno w teorii ewolucji gwiazd, jak i skali odległości międzygalaktycznych. Stałoby się to poważnym problemem dla astrofizyki i zaczęto dokładnie sprawdzać odległość do Plejad. Do 2004 roku kilka grup, stosując niezależne metody, uzyskało szacunki odległości do klastra w przedziale od 132 do 139 szt. Zaczęły pojawiać się obraźliwe głosy sugerujące, że konsekwencje wyniesienia satelity na niewłaściwą orbitę nie zostały całkowicie wyeliminowane. W ten sposób wszystkie zmierzone przez niego paralaksy zostały zakwestionowane.
Zespół Hipparcha był zmuszony przyznać, że wyniki pomiarów były na ogół dokładne, ale być może musiały utylizacja. Faktem jest, że w astrometrii kosmicznej paralaks nie mierzy się bezpośrednio. Zamiast tego Hipparch mierzył kąty między licznymi parami gwiazd w ciągu czterech lat. Kąty te zmieniają się zarówno w wyniku przemieszczenia paralaktycznego, jak i własne ruchy gwiazdy w kosmosie. Aby „wyciągnąć” dokładnie wartości paralaksy z obserwacji, wymagane jest dość złożone przetwarzanie matematyczne. To właśnie musiałem powtórzyć. Nowe wyniki opublikowano pod koniec września 2007 r., lecz nie jest jeszcze jasne, jak bardzo sytuacja się poprawiła.
Na tym jednak problemy „Hipparcha” się nie kończą. Wyznaczone przez niego paralaksy cefeid okazały się niewystarczająco dokładne, aby można było wiarygodnie skalibrować zależność okres-jasność. Tym samym satelita nie rozwiązał drugiego stojącego przed nim zadania. Dlatego na całym świecie rozważa się obecnie kilka nowych projektów w zakresie astrometrii kosmicznej. Najbliżej realizacji Projekt europejski Gaia, której start zaplanowano na 2012 rok. Jego zasada działania jest taka sama jak w przypadku „Hipparcha” – powtarzalne pomiary kątów pomiędzy parami gwiazd. Jednak dzięki mocnej optyce będzie w stanie obserwować znacznie słabsze obiekty, a zastosowanie interferometrii zwiększy dokładność pomiaru kątów do kilkudziesięciu mikrosekund łukowych. Zakłada się, że Gaia będzie w stanie mierzyć odległości w kiloparsekach z błędem nie większym niż 20% i określić położenie około miliarda obiektów w ciągu kilku lat pracy. W ten sposób powstanie trójwymiarowa mapa znacznej części Galaktyki.Wszechświat Arystotelesa kończył się w dziewięciu odległościach od Ziemi do Słońca. Kopernik wierzył, że gwiazdy znajdują się 1000 razy dalej od Słońca. Paralaksy odpychały nawet najbliższe gwiazdy o lata świetlne. Już na początku XX wieku amerykański astronom Harlow Shapley za pomocą cefeid ustalił, że średnicę Galaktyki (którą utożsamiał z Wszechświatem) mierzono w dziesiątkach tysięcy lat świetlnych, a dzięki Hubble’owi granice Galaktyki Wszechświat rozszerzył się do kilku gigaparseków. Na ile są one ostateczne?
Oczywiście na każdym stopniu drabiny odległości zdarzają się większe lub mniejsze błędy, ale generalnie skale Wszechświata są określone dość dobrze, badane różnymi niezależnymi od siebie metodami i tworzą jeden spójny obraz. Zatem współczesne granice Wszechświata wydają się nienaruszalne. Nie oznacza to jednak, że pewnego dnia nie będziemy chcieli zmierzyć odległości od niego do jakiegoś sąsiedniego Wszechświata!
Ze względu na roczny ruch Ziemi na swojej orbicie pobliskie gwiazdy poruszają się nieznacznie względem odległych gwiazd „stałych”. W ciągu roku taka gwiazda opisuje małą elipsę na sferze niebieskiej, której wymiary stają się mniejsze w miarę oddalania się od gwiazdy. Pod względem kątowym półoś wielka tej elipsy jest w przybliżeniu równa maksymalnemu kątowi, pod którym 1 jednostka astronomiczna jest widoczna z gwiazdy. e. (półoś wielka orbity Ziemi), prostopadła do kierunku gwiazdy. Kąt ten (), zwany paralaksą roczną lub trygonometryczną gwiazdy, równy połowie jej pozornego przemieszczenia na rok, służy do pomiaru odległości do niej na podstawie zależności trygonometrycznych pomiędzy bokami i kątami trójkąta ZSA, w którym znany jest kąt i podstawa - półoś wielka orbity Ziemi (patrz ryc. 1).
Rysunek 1. Wyznaczanie odległości do gwiazdy metodą paralaksy (A – gwiazda, B – Ziemia, C – Słońce).
Dystans R do gwiazdy, określona przez wartość jej paralaksy trygonometrycznej, jest równa:
R = 206265""/ (au),
gdzie paralaksa wyrażana jest w sekundach łukowych.
Dla wygody określania odległości do gwiazd za pomocą paralaks, astronomia używa specjalnej jednostki długości - parseka (ps). Gwiazda znajdująca się w odległości 1 szt. ma paralaksę 1 "". Zgodnie z powyższym wzorem 1 ps = 206265 a. e. = 3,086·10 18 cm.
Oprócz parseka używana jest inna specjalna jednostka odległości - rok świetlny (tj. odległość, jaką światło pokonuje w ciągu 1 roku), równa się 0,307 ps, czyli 9,46 · 10 · 17 cm.
Najbliższa Układowi Słonecznemu gwiazda, czerwony karzeł Proxima Centauri o jasności 12mag, ma paralaksę 0,762, co oznacza, że odległość do niej wynosi 1,31 ps (4,3 lat świetlnych).
Dolna granica pomiaru paralaks trygonometrycznych wynosi ~ 0,01 cala”, więc można ich używać do pomiaru odległości nieprzekraczających 100 ps z błędem względnym 50%. (Przy odległościach do 20 ps błąd względny nie przekracza 10%.) Metodą tą wyznaczono dotychczas odległości do około 6000 gwiazd. Odległości do bardziej odległych gwiazd w astronomii wyznaczane są głównie metodą fotometryczną.
Tabela 1. Dwadzieścia najbliższych gwiazd.
|
Imię gwiazdy |
Paralaksa w sekundach łukowych |
Dystans, ps |
Pozorna wielkość, M |
Wielkość bezwzględna, M |
Klasa widmowa |
|
|
Proxima Centauri b Centauri A b Centauri B Gwiazda Barnarda Lalande 21185 Satelita Syriusza Leithen 7896 e Eridani Satelita Procyona Satelita 61 Łabędź e Hindus |
|
|
Gwiazdy są najczęstszym typem ciała niebieskie we wszechświecie. Na całym niebie do 21 mag jest około 6000 gwiazd, do 11 mag około miliona, a na całym niebie do 21 mag jest ich około 2 miliardy.
Wszystkie, podobnie jak Słońce, są gorącymi, samoświecącymi kulami gazu, w głębinach których uwalniana jest ogromna energia. Jednak nawet w najpotężniejszych teleskopach gwiazdy są widoczne jako jasne punkty, ponieważ są bardzo daleko od nas.
1. Paralaksa roczna i odległości do gwiazd
Promień Ziemi okazuje się zbyt mały, aby służyć jako podstawa do pomiaru przemieszczenia paralaktycznego gwiazd i określenia odległości do nich. Już w czasach Kopernika było jasne, że jeśli Ziemia rzeczywiście krąży wokół Słońca, to pozorne pozycje gwiazd na niebie powinny się zmienić. W ciągu sześciu miesięcy Ziemia porusza się o średnicę swojej orbity. Kierunki do gwiazdy z przeciwnych punktów tej orbity powinny być różne. Innymi słowy, gwiazdy powinny mieć zauważalną roczną paralaksę (ryc. 72).
Roczna paralaksa gwiazdy ρ to kąt, pod którym półoś wielka orbity Ziemi (równa 1 AU) może być widoczna z gwiazdy, jeśli jest prostopadła do linii wzroku.
Im większa odległość D od gwiazdy, tym mniejsza jest jej paralaksa. Paralaktyczne przesunięcie położenia gwiazdy na niebie w ciągu roku zachodzi w postaci małej elipsy lub koła, jeśli gwiazda znajduje się na biegunie ekliptyki (patrz ryc. 72).
Kopernik próbował, ale nie udało mu się wykryć paralaksy gwiazd. Słusznie argumentował, że gwiazdy znajdują się zbyt daleko od Ziemi, aby istniejące wówczas instrumenty mogły zauważyć ich paralaktyczne przemieszczenie.
Po raz pierwszy wiarygodny pomiar rocznej paralaksy gwiazdy Vega przeprowadził w 1837 r. Rosyjski akademik V. Ya Struve. Niemal jednocześnie z nim w innych krajach określono paralaksy dwóch kolejnych gwiazd, z których jedną była α Centauri. Ta gwiazda, której nie widać w ZSRR, okazała się najbliższa nam, jej roczna paralaksa wynosi ρ = 0,75”. Pod tym kątem drut o grubości 1 mm jest widoczny gołym okiem z odległości 280 m Nic dziwnego, że tak długo nie można było zauważyć takich gwiazd w małych przemieszczeniach kątowych gwiazd.
Odległość do gwiazdy 
gdzie a jest półoś wielką orbity Ziemi. Pod małymi kątami 
jeśli p jest wyrażone w sekundach łukowych. Następnie, biorąc a = 1 a. Oznacza to, że otrzymujemy:
Odległość do najbliższej gwiazdy α Centauri D=206265": 0,75" = 270 000 AU. mi. Światło pokonuje tę odległość w ciągu 4 lat, od Słońca do Ziemi w zaledwie 8 minut, a od Księżyca w około 1 s.
Odległość, jaką światło pokonuje w ciągu roku, nazywa się rokiem świetlnym. Jednostka ta służy do pomiaru odległości wraz z parsekami (pc).
Parsek to odległość, z której półoś wielka orbity Ziemi, prostopadła do linii wzroku, jest widoczna pod kątem 1 cala.
Odległość w parsekach jest równa odwrotności rocznej paralaksy wyrażonej w sekundach łukowych. Na przykład odległość do gwiazdy α Centauri wynosi 0,75 cala (3/4 cala), czyli 4/3 szt.
1 parsek = 3,26 lat świetlnych = 206 265 AU. np. = 3*10 13 km.
Obecnie pomiar rocznej paralaksy jest główną metodą określania odległości do gwiazd. Dla wielu gwiazd zmierzono już paralaksy.
Mierząc roczną paralaksę, można wiarygodnie określić odległość do gwiazd znajdujących się w odległości nie większej niż 100 szt., czyli 300 lat świetlnych.
Dlaczego nie można dokładnie zmierzyć rocznej paralaksy bardziej odległych gwiazd?
Odległość do bardziej odległych gwiazd jest obecnie określana innymi metodami (patrz §25.1).
2. Wielkość pozorna i bezwzględna
Jasność gwiazd. Kiedy astronomom udało się określić odległości do gwiazd, odkryto, że gwiazdy różnią się pozorną jasnością nie tylko ze względu na różnicę odległości do nich, ale także z powodu różnicy w ich jasności. jasność.
Jasność gwiazdy L to moc wyemitowanej energii świetlnej w porównaniu z mocą światła emitowanego przez Słońce.
Jeśli dwie gwiazdy mają tę samą jasność, to gwiazda znajdująca się dalej od nas ma mniejszą jasność pozorną. Gwiazdy można porównywać pod względem jasności tylko wtedy, gdy obliczy się ich pozorną jasność (wielkość gwiazdy) dla tej samej standardowej odległości. Odległość ta w astronomii jest uważana za 10 szt.
Pozorna jasność, jaką gwiazda miałaby, gdyby znajdowała się w pewnej odległości od nas standardowa odległość D 0 =10 pc, nazywa się wielkością absolutną M.
Rozważmy ilościową zależność pomiędzy jasnością pozorną i bezwzględną gwiazdy w znanej odległości D od niej (lub jej paralaksy p). Przypomnijmy sobie najpierw, że różnica 5 magnitudo odpowiada dokładnie 100-krotnej różnicy w jasności. W konsekwencji różnica wielkości pozornych dwóch źródeł jest równa jedności, gdy jedno z nich jest dokładnie o jeden współczynnik jaśniejsze od drugiego (wartość ta jest w przybliżeniu równa 2,512). Im jaśniejsze źródło, tym mniejsza jest jego pozorna wielkość. W ogólnym przypadku stosunek pozornej jasności dowolnych dwóch gwiazd I 1:I 2 jest powiązany z różnicą ich pozornych jasności m 1 i m 2 za pomocą prostego stosunku:
Niech m będzie pozorną jasnością gwiazdy znajdującej się w odległości D. Gdyby była obserwowana z odległości D 0 = 10 pc, jej pozorna jasność m 0 z definicji byłaby równa wielkości bezwzględnej M. Wtedy jej pozorna jasność zmieni się przez
Jednocześnie wiadomo, że pozorna jasność gwiazdy zmienia się odwrotnie proporcjonalnie do kwadratu odległości do niej. Dlatego
(2)
Stąd,
(3)
Biorąc logarytm tego wyrażenia, znajdujemy:
(4)
gdzie p wyraża się w sekundach łukowych.
Wzory te podają bezwzględną wielkość M zgodnie ze znanym wielkość pozorna m w rzeczywistej odległości od gwiazdy D. Nasze Słońce z odległości 10 pc wyglądałoby w przybliżeniu jak gwiazda 5. widocznej wielkości, czyli dla Słońca M ≈5.
Znając wielkość absolutną M dowolnej gwiazdy, łatwo jest obliczyć jej jasność L. Przyjmując jasność Słońca L = 1, z definicji jasności możemy napisać, że
Wartości M i L w różnych jednostkach wyrażają moc promieniowania gwiazdy.
Badanie gwiazd pokazuje, że ich jasność może różnić się dziesiątki miliardów razy. W wielkości gwiazdowej różnica ta sięga 26 jednostek.
Wartości bezwzględne gwiazdy o bardzo dużej jasności są ujemne i osiągają M = -9. Takie gwiazdy nazywane są olbrzymami i nadolbrzymami. Promieniowanie gwiazdy S Dorado jest 500 000 razy silniejsze od promieniowania naszego Słońca, jej jasność wynosi L=500 000, najmniejszą moc promieniowania mają karły o M=+17 (L=0,000013).
Aby zrozumieć przyczyny znacznych różnic w jasności gwiazd, należy wziąć pod uwagę ich inne cechy, które można określić na podstawie analizy promieniowania.
3. Barwa, widmo i temperatura gwiazd
Podczas swoich obserwacji zauważyłeś, że gwiazdy mają różne kolory, wyraźnie widoczne w najjaśniejszych z nich. Kolor nagrzanego ciała, w tym gwiazdy, zależy od jego temperatury. Umożliwia to określenie temperatury gwiazd na podstawie rozkładu energii w ich widmie ciągłym.
Kolor i widmo gwiazd są powiązane z ich temperaturą. W stosunkowo chłodnych gwiazdach dominuje promieniowanie w czerwonym obszarze widma, dlatego mają one czerwonawy kolor. Temperatura czerwonych gwiazd jest niska. Rośnie sekwencyjnie od czerwonych gwiazdek do pomarańczowych, następnie żółtych, żółtawych, białych i niebieskawych. Widma gwiazd są niezwykle zróżnicowane. Są one podzielone na wyznaczone klasy z literami łacińskimi i cyfry (patrz tylna okładka). W widmach chłodnych czerwonych gwiazd klasy M przy temperaturze około 3000 K widoczne są pasma absorpcyjne najprostszych cząsteczek dwuatomowych, najczęściej tlenku tytanu. Widma innych czerwonych gwiazd są zdominowane przez tlenki węgla lub cyrkonu. Gwiazdy czerwone pierwszej klasy wielkości M - Antares, Betelgeza.
W widmach żółtych gwiazd klasy G, do którego zalicza się Słońce (o temperaturze 6000 K na powierzchni), dominują cienkie linie metali: żelaza, wapnia, sodu itp. Gwiazdą podobną do Słońca pod względem widma, koloru i temperatury jest jasna Capella w konstelacji Woźnicy .
W widmach gwiazd białych klasy A podobnie jak Syriusz, Vega i Deneb, linie wodoru są najsilniejsze. Istnieje wiele słabych linii zjonizowanych metali. Temperatura takich gwiazd wynosi około 10 000 K.
W widmach najgorętszych, niebieskawych gwiazd przy temperaturze około 30 000 K widoczne są linie neutralnego i zjonizowanego helu.
Temperatury większości gwiazd wahają się od 3000 do 30 000 K. Kilka gwiazd ma temperatury około 100 000 K.
Zatem widma gwiazd bardzo się od siebie różnią i na ich podstawie można określić skład chemiczny i temperaturę atmosfer gwiazd. Badanie widm wykazało, że w atmosferach wszystkich gwiazd dominują wodór i hel.
Różnice w widmach gwiazd tłumaczy się nie tyle ich różnorodnością skład chemiczny, jaka jest różnica temperatur i inne warunki fizyczne w atmosferach gwiazd. W wysokich temperaturach cząsteczki rozkładają się na atomy. W jeszcze wyższej temperaturze słabsze atomy ulegają zniszczeniu, zamieniają się w jony, tracąc elektrony. Zjonizowane atomy wielu pierwiastków chemicznych, podobnie jak atomy obojętne, emitują i pochłaniają energię w określonych długościach fal. Porównując intensywność linii absorpcyjnych atomów i jonów tego samego pierwiastek chemiczny teoretycznie określić ich względną ilość. Jest to funkcja temperatury. Zatem temperaturę ich atmosfer można określić na podstawie ciemnych linii w widmach gwiazd.
Gwiazdy o tej samej temperaturze i kolorze, ale różnej jasności, mają generalnie te same widma, ale można dostrzec różnice we względnej intensywności niektórych linii. Dzieje się tak, ponieważ w tej samej temperaturze ciśnienie w ich atmosferach jest różne. Na przykład w atmosferach gwiazd olbrzymów panuje mniejsze ciśnienie i są one bardziej rozrzedzone. Jeśli wyrazimy tę zależność graficznie, to z intensywności linii możemy znaleźć wielkość bezwzględną gwiazdy, a następnie korzystając ze wzoru (4) możemy określić odległość do niej.
Przykład rozwiązania problemu
Zadanie. Jaka jest jasność gwiazdy ζ Scorpii, jeśli jej pozorna wielkość wynosi 3, a odległość do niej wynosi 7500 lat. lata?
Ćwiczenie 20
1. Ile razy Syriusz jest jaśniejszy od Aldebarana? Czy słońce jest jaśniejsze od Syriusza?
2. Jedna gwiazda jest 16 razy jaśniejsza od drugiej. Jaka jest różnica w ich wielkościach?
3. Paralaksa Vegi wynosi 0,11 cala. Jak długo światło z niej dociera do Ziemi?
4. Ile lat musiałby lecieć w kierunku gwiazdozbioru Lutni z prędkością 30 km/s, aby Vega zbliżyła się dwukrotnie?
5. Ile razy gwiazda o wielkości 3,4mag jest słabsza od Syriusza, którego pozorna jasność wynosi -1,6mag? Jakie są wielkości bezwzględne tych gwiazd, jeśli odległość do obu wynosi 3 pc?
6. Nazwij kolor każdej gwiazdy w Załączniku IV zgodnie z jej typem widmowym.