Элементы астрофизики

Определения и обозначения

Астрономическая единица — среднее расстояние от Земли до Солнца, примерно 150 млн км. Её обозначают а.е. и используют для сравнительно небольших расстояний внутри Солнечной системы: например, между планетами, Солнцем и астероидами. Для расстояний до звёзд эта единица слишком мала, поэтому применяют световые годы и парсеки.

Парсек — расстояние, с которого радиус земной орбиты виден под углом в одну угловую секунду. Он связан с годичным параллаксом: звезда, находящаяся на расстоянии 1 пк, имеет параллакс 1″. Эта единица удобна потому, что расстояние сразу вычисляется по формуле r = 1/p, если p задан в угловых секундах.

Звёздная величина — числовая характеристика видимого блеска светила. Шкала логарифмическая: одинаковому изменению величины соответствует одинаковое кратное изменение светового потока, а не одинаковая прибавка яркости. Направление шкалы обратное: меньшая, в том числе отрицательная, величина означает более яркое светило.

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела — график зависимости светимости звезды от её температуры или спектрального класса. Положение звезды на нём определяется её физическими свойствами, а не случайным расположением на небе. По области диаграммы можно предположить размер звезды и этап её развития.

Как это устроено

Годичный параллакс возникает из-за движения Земли по орбите. Наблюдая близкую звезду с интервалом в полгода, получают два направления на неё, а далёкие звёзды служат почти неподвижным фоном. Половина угла между этими направлениями и есть параллакс; при увеличении расстояния соответствующее смещение направления становится меньше, поэтому p уменьшается.

Шкала звёздных величин связана с чувствительностью человеческого зрения и исторической системой классификации блеска. Разность в пять величин означает стократное отношение потоков, а одна величина — примерно 2,512 раза. Поэтому формально более яркому объекту соответствует меньшее число: у особенно ярких звёзд оно может быть ниже нуля.

Свет звезды разлагают на спектр — последовательность цветов и длин волн. Температура поверхности влияет на распределение энергии: горячие звёзды сильнее излучают в коротковолновой, голубой части спектра, холодные — в длинноволновой, красной. По спектральным особенностям звезду относят к классу O, B, A, F, G, K или M, которые идут от более горячих к более холодным.

На диаграмме Герцшпрунга — Рассела по вертикали откладывают светимость, а по горизонтали — температуру или спектральный класс. Большинство звёзд образует диагональную главную последовательность: в ней звёзды получают энергию главным образом при превращении водорода в гелий. Красные гиганты находятся выше и правее, потому что они холоднее на поверхности, но очень светимы из-за огромного радиуса, а белые карлики — ниже и левее: они горячие, но малы и потому не очень светимы.

Звезда меняет положение на диаграмме, когда изменяются состав и условия в её недрах. После исчерпания водорода в центральной области ядро сжимается, оболочка расширяется, и звезда может стать гигантом. Масса задаёт температуру и давление внутри, скорость расходования топлива и дальнейший путь: маломассивные звёзды заканчивают жизнь белыми карликами, а массивные могут завершить её мощным взрывом и образованием нейтронной звезды или чёрной дыры.

Основные характеристики звёзд и способы их определения

Таблица показывает, какое свойство изучают и каким наблюдаемым признаком или методом его получают. При решении задач сначала определите, относится ли величина к расстоянию, видимому блеску, собственной мощности излучения или состоянию звезды. Это помогает не смешивать близкие по смыслу понятия.

Разбор задач

Задача 1

У годичный параллакс звезды равен 0,2 угловой секунды. Требуется найти расстояние до неё в парсеках. Используем определение парсека и формулу, связывающую расстояние с параллаксом.

1. Записываем данные: p = 0,2″.
2. Подставляем значение в формулу r = 1/p: r = 1/0,2 = 5 пк.
3. Проверяем результат: параллакс меньше 1″, значит звезда находится дальше 1 пк.

Ответ: r = 5 пк.

Задача 2

Видимые звёздные величины двух звёзд отличаются на 5. Нужно определить, во сколько раз различается их видимый блеск. Важно помнить, что меньшая величина соответствует более яркой звезде.

1. Используем свойство шкалы: разность 5 величин соответствует отношению потоков 100.
2. Записываем отношение блеска: F_яркой/F_слабой = 100.
3. Направление отношения выбираем по условию: звезда с меньшей звёздной величиной ярче в 100 раз.

Ответ: видимый блеск различается в 100 раз.

Задача 3

Звезда имеет известные температуру и светимость. Требуется определить область диаграммы Герцшпрунга — Рассела и возможный этап эволюции. Без конкретных чисел область находят сравнением координат со стандартными областями диаграммы.

1. По температуре выбираем положение по горизонтальной оси: горячие звёзды находятся левее, холодные — правее.
2. По светимости определяем высоту точки: большая светимость соответствует верхней части диаграммы.
3. Сопоставляем точку с областью: диагональ обычно означает главную последовательность, верхняя правая часть — красного гиганта, нижняя левая — белого карлика.

Ответ: область и этап определяют по совместному положению точки с учётом температуры и светимости.

Типичные ошибки

Считать, что большая звёздная величина означает более яркую звезду, ошибочно из-за привычного смысла слова «большая». В астрономической шкале порядок обратный: сравнивайте не сами числа, а их положение на шкале и помните про отрицательные значения. Проверка проста: более яркий объект должен иметь меньшую величину.

Подставлять параллакс в градусах вместо угловых секунд нельзя, потому что формула r = 1/p в парсеках использует именно секунды дуги. Градусы сначала переводят: 1° = 3600″. Перед вычислением проверьте единицу измерения рядом с числом.

Смешение видимой звёздной величины со светимостью возникает потому, что обе величины связаны с излучением. Видимый блеск зависит от расстояния до наблюдателя, а светимость характеризует полную мощность самой звезды. Спросите себя, изменится ли величина при удалении той же звезды: блеск изменится, светимость — нет.

Нельзя считать звёзды главной последовательности неподвижными и неизменными. Их положение отражает текущее состояние, а расход ядерного топлива постепенно меняет свойства звезды. Проверка: вспомните, что после исчерпания водорода звезда покидает главную последовательность.

Связь с другими темами

Для понимания темы нужны представления об углах, световом излучении, температуре и степенях числа. Методы определения расстояний применяются при изучении планет, звёзд и галактик. Спектры, светимость и эволюция звёзд становятся основой для дальнейшего изучения галактик и строения Вселенной.

Что запомнить

• Парсек связан с годичным параллаксом: чем дальше звезда, тем меньше её параллакс.
• Более яркому светилу соответствует меньшая звёздная величина.
• Спектр звезды позволяет судить о её температуре.
• Положение звезды на диаграмме Герцшпрунга — Рассела связано с её светимостью и температурой.
• Большинство звёзд располагается на главной последовательности.
• Масса звезды существенно влияет на её эволюцию и конечное состояние.