Звезди Krugosvet енциклопедия

За сравнение, звездите в истинската им използване светимост "абсолютна величина", което се определя като видима величина, която би дала на звездата, ако го поставите на стандартен разстояние от Земята на 10 бр. Ако някоя звезда има паралакс р и видима звездна величина м. след неговата абсолютна стойност се изчислява с формулата М

Величини могат да опишат излъчването на звездата в различни спектрални граници. Например, визуалната величина (MV) изразява звездите блестят в жълто-зелено област на спектъра, фотографски (т.т.) - в синьо и т.н. Разликата между фотографски и визуални величина, наречена "цвят форум» (цветен индекс)

тя е тясно свързана с температурата и звезда спектър.

Размерите на звездите.

Звездите са много различни, с диаметър: белите джуджета са с размерите на земното кълбо и гигантски звезди надвишават размера на орбитата на Марс (около 13 000 км.) (455 милиона км.). Средният размер на звездите видими с невъоръжено око, в близост до диаметъра на Слънцето (1.392 милиона километра).

С редки изключения, диаметрите на звездите не се измерва директно дори в най-големите телескопи, звезди изглеждат точки, дължащи се на огромни разстояния до тях. Разбира се, Слънцето е изключение: ъглов диаметър (32ў) лесно се измерва; дори и в някои от най-големите и най-близките звезди с възможност за голяма трудност да се измери ъгловите размери и знаейки разстоянието до тях, за да се определи линейната им диаметър. Тези данни са показани в таблицата по-долу.

Най-големите звезди на нашата галактика

В някои случаи ние можем пряко определяне на линейни диаметри на звезди в бинарни системи. Ако звездите периодично затворени един към друг, а след това продължителността на затъмнение, чрез измерване на промяната на спектралните линии на орбитален скоростта на звездите, е възможно да се изчисли от диаметъра им.

За по-голямата част от звездни диаметри определят косвено въз основа на законите на емисиите. Идентифицирани от появата на спектъра звездна температура, въз основа на законите на физиката може да се изчисли на интензивността на излъчване на повърхността си. Знаейки общата светимост, че е лесно да се изчисли площта и диаметърът на звездата. Така получените диаметри са в добро съгласие с измерва директно.

По време на живота на една звезда размера варира. Тя започва своето развитие като облак възлагащ газ на огромни размери, а след това за дълъг период от време остава под формата на нормална звезда, но в края на живота си, се увеличава десетократно, превръщайки се в гигантски, успокоява кожата и се превръща в един малък "бяло джудже" или много малка "неутронна звезда" , . Вижте също неутронни звезди; PULSAR.

Звездна население.

Движение на звездите.

Обикновено, движението на звездите се характеризира по два начина: като орбитално движение около центъра на галактиката и как относителното движение на близките звезди в групата. Например, Слънцето се върти около центъра на галактиката със скорост от около. 240 km / и, както и във връзка с околните звездите се движи много по-бавно, със скорост от около. 19 km / сек.

Основната референтна рамка за измерване на движението на звездите е една галактика като цяло. Но за наблюдател на земята обикновено е по-удобно да се използва референтна рамка, свързана с центъра на Слънчевата система, в действителност - със слънцето. По отношение на слънцето изгрява звезди се движат със скорост от 10 km / сек и по-горе. Но разстоянията до звездите са толкова големи, че фигурите на съзвездията се различават само в продължение на много хилядолетия. Преместването звезда открита за първи път през 1718 E. Хале, сравнявайки тяхната позиция точно ги е определено в Гринуич, с тези, които имат в каталога си Птолемей (2 гр. Пр.Хр.).

Ъгловото изместване на звезди по небесната сфера във връзка с далечни звезди я наричаше "служебно" и обикновено се изразява в дъгови секунди на година. По този начин, за правилното движение на Арктур 2,3ўў / година, а Сириус 1,3ўў / година. Най-големият правилното движение на звездата Барнард, 10,3ўў / година.

За изчисляване на линейната скорост на звезда в км в секунда, като се използва формулата Т = 4,74 м / с. където Т - тангенциалната скорост (т.е. компонент пълна скорост насочено напречно на линията на зрение), m е правилното движение в дъгови секунди годишно и р - паралакса.

Радиалната скорост.

Скоростта на звезди по протежение на линията на зрението, който се нарича радиалната скорост измерена чрез Доплер смяна на линиите в спектър в фракция на Km за секунда. Изместване линии към червения край на спектъра, казва за премахването на звездата от Земята, а в синьо - на подхода. Скоростите на звездите не са толкова големи, че да доведе до промяна в цвета на звездата, но бързото движение на далечни галактики е доста забележими промени цвета им. Измерването на Доплер смяна на линиите - много деликатна работа. На телескопа едновременно с спектъра на звезда на същата плака фотографирани гама лабораторни изходните линии точно известни позиция. След това, с помощта на измервателна машина, снабдена с мощен микроскоп с точност от 1 микрон, определени компенсират линии (DL) в звезда спектър при същия лабораторна линия източник с дължина на вълната л. Радиалната скоростта на звездата се определя от формула V = с Dl / л. където в - скоростта на светлината. Тази формула е подходяща за нормални звездните скорости, но тя не е подходяща за бързо движещи се галактики. Точността на измерване на радиалните скорости на звездите не зависи от разстоянието до тях, и е изцяло определя от способността да се получи добър спектри и ги измери точно в позицията на линиите. Въпреки това, точността на тангенциални скорости на звездите не зависи само от точността на измерване на движението на собствените си, но също така и на техните паралакс, т.е. разстоянието до тях: колкото по-голям, толкова по-ниска точност.