Täht on 20 valgusaasta kaugusel. Kauguste määramine lähimate tähtedeni. Alla trepist ülespoole

Maa iga-aastase liikumise tõttu orbiidil liiguvad lähedal olevad tähed veidi kaugete "fikseeritud" tähtede suhtes. Aasta jooksul kirjeldab selline täht taevasfääris väikest ellipsi, mille suurus on seda väiksem, mida kaugemal täht on. Nurgamõõtmetes on selle ellipsi pool-suurem telg ligikaudu võrdne maksimaalse nurgaga, mille juures tähelt on näha 1 AU. e. (maakera orbiidi pool-suurem telg), risti tähe suunaga. See nurk (), mida nimetatakse tähe aasta- või trigonomeetriliseks parallaksiks, mis võrdub poolega tema näilisest nihkest aastas, on mõeldud kauguse mõõtmiseks ZSA kolmnurga külgede ja nurkade trigonomeetriliste suhete alusel, milles nurk ja alus on teada - Maa orbiidi pool-suurem telg (cm joon. 1).

Joonis 1. Tähe kauguse määramine parallaksi meetodil (A - täht, W - Maa, C - Päike).

Kaugus r tähele, mis on määratud selle trigonomeetrilise parallaksi suuruse järgi, võrdub järgmisega:

r \u003d 206265 "" / (veel),

kus parallaksi väljendatakse kaarekundites.

Tähtede kauguse määramise mugavuse tõttu parallakside abil kasutatakse astronoomias spetsiaalset pikkuse ühikut - parsek (ps). 1 ps kaugusel asuva tähe parallaks on 1 "". Vastavalt ülaltoodud valemile on 1 ps \u003d 206265 amu. e \u003d 3,086 10 18 cm.

Koos parsekiga kasutatakse veel üht spetsiaalset kauguse ühikut - valgusaasta (see tähendab kaugus, mille valgus läbib 1 aasta jooksul), see on 0,307 ps ehk 9,46 10 17 cm.

Päikesesüsteemile lähima tähe - 12. magnituudiga punase kääbuse Proxima Centauri - parallaks on 0,762, st kaugus sellest on 1,31 ps (4,3 valgusaastat).

Trigonomeetriliste parallakside mõõtmise alampiir on ~ 0,01 "", seetõttu saab neid kasutada kauguste mõõtmiseks, mis ei ületa 100 ps, \u200b\u200bsuhtelise veaga 50%. (Vahemaa kuni 20 ps korral ei ületa suhteline viga 10%.) Seda meetodit on seni kasutatud kuni 6000 tähe kauguste määramiseks. Astronoomias kaugemad tähed määratakse peamiselt fotomeetrilise meetodi abil.

Tabel 1. Paarkümmend lähimat tähte.

Kuidas saab mõõta kaugust tähtedeni?

Horisontaalne parallaksi meetod

Maakera, mis jääb Päikesest 149,6 miljoni kilomeetri kaugusele, "kerib" aasta jooksul oma orbiidil väga väikese vahemaa.

Tõeliselt hiiglaslikud vahemaad algavad aga väljast. Alles 20. sajandi alguses õnnestus teadlastel teha piisavalt täpseid mõõtmisi ja esimest korda kindlaks teha kaugus mõne täheni.

Tähtede kauguse määramise viis on täpselt kindlaks määrata nende suund (see tähendab nende asukoha määramine) maa orbiidi läbimõõdu mõlemast otsast ja seda nimetatakse "Horisontaalne parallaksi meetod"... Selleks on vaja määrata tähte suund ainult hetkedel, mis on üksteisest kuue kuu kaugusel eraldatud, kuna Maa ise viib vaatleja endaga kaasa orbiidi ühelt küljelt teisele.

Tähe nihe (muidugi näiline), mis on tingitud vaatleja asukoha muutumisest ruumis, on äärmiselt väike, vaevu tajutav. Kuid see mõõdeti täpsusega 0 ″, 01. Kas palju või vähe? Kohtunik ise - see on nagu vaataks Rjazanist Moskvasse Punasele väljakule möödakäijatele visatud mündi serva.

On selge, et selliste vahemaade ja vahemaade korral ei ole tavapärased meetrid ja kilomeetrid meile enam head. Tõesti suur, see tähendab kosmiline kaugus, seda on mugavam väljendada mitte kilomeetrites, vaid valgusaastadehk neil vahemaadel jookseb see valgus, levides kiirusega 300 000 km / s, üle aasta.

Kirjeldatud meetodi abil on võimalik määrata kaugused tähtedest, mis asuvad palju kaugemal kui kolmsada valgusaastat. Mõne kaugema tähesüsteemi tähevalgus jõuab meieni sadade miljonite valgusaastate kaugusele.

See ei tähenda sugugi, nagu sageli arvatakse, et me vaatleme tähti, mida tegelikkuses ei pruugi praegu enam olemas olla. Pole vaja öelda, et "me näeme taevas seda, mida tegelikkuses enam pole". Tõepoolest, valdav osa tähti muutub nii aeglaselt, et miljoneid aastaid tagasi olid nad samasugused nagu praegu ja isegi nende nähtavad kohad taevas muutuvad äärmiselt aeglaselt, ehkki tähed liiguvad ruumis kiiresti. Seega on tähed, nagu me neid näeme, praegusel ajal üldiselt samad.

Parallaksi põhimõte lihtsa näite abil.

Meetod tähtede kauguse määramiseks nähtava nihke (parallaksi) nurga mõõtmisega.

Thomas Henderson, Vasily Yakovlevich Struve ja Friedrich Bessel mõõtsid parallaksi meetodil esimestena tähtedeni kaugusi.

Tähtede paigutus Päikesest 14 valgusaasta raadiuses. Kaasa arvatud Päike, sisaldab see piirkond 32 tuntud tähesüsteemi (Inductiveload / wikipedia.org).

Järgmine avastus (XIX sajandi 30ndad) on täheparallakside määramine. Teadlased on juba ammu kahtlustanud, et tähed võivad välja näha nagu kauged päikesed. Kuid see oli ikkagi hüpotees ja, ma ütleksin, kuni selle ajani praktiliselt mitte millelgi. Tähtis oli õppida, kuidas tähtedest kaugust otseselt mõõta. Kuidas seda teha, mõistsid inimesed pikka aega. Maa pöörleb ümber Päikese ja kui näiteks täna teete tähistaevast täpse visandi (19. sajandil oli veel võimatu fotot teha), oodake kuus kuud ja visandate taeva uuesti, saate pange tähele, et mõned tähed on nihkunud teiste kaugete objektide suhtes. Põhjus on lihtne - nüüd vaatame tähti maakera orbiidi vastasservast. Kaugete taustal toimub lähedaste objektide nihe. See on täpselt sama, kui vaataksime esmalt ühe ja siis teise silmaga sõrme. Märkame, et sõrm nihutatakse kaugete objektide taustal (või kauged objektid nihutatakse sõrme suhtes, sõltuvalt sellest, millise tugiraami me valime). Teleskoopieelse ajastu parim astronoom-vaatleja Tycho Brahe proovis neid parallakse mõõta, kuid ei leidnud. Tegelikult andis ta tähtedele kaugusele lihtsalt alumise piiri. Ta ütles, et tähed on vähemalt kaugemal kui umbes kerge kuu (kuigi loomulikult ei saanud siis sellist terminit olla). Ja 1930. aastatel võimaldas teleskoopvaatlustehnoloogia areng tähtedeni kaugusi täpsemalt mõõta. Ja pole üllatav, et kolm inimest korraga maakera erinevates osades viisid selliseid vaatlusi läbi kolme erineva tähe jaoks.

Esimene, kes tähtede kaugust formaalselt korrektselt mõõtis, oli Thomas Henderson. Ta jälgis Alfa Centaurit lõunapoolkeral. Tal vedas, ta valis peaaegu kogemata lõunapoolkeral palja silmaga nähtavate seast lähima tähe. Kuid Henderson uskus, et tal puudub vaatluste täpsus, kuigi ta sai õige väärtuse. Vead olid tema arvates suured ja ta ei avaldanud oma tulemust kohe. Vassili Jakovlevitš Struve jälgis Euroopas ja valis põhjataeva särava tähe - Vega. Tal vedas ka - ta oleks võinud valida näiteks Arkturose, mis on palju kaugemal. Struve määras kauguse Vegaks ja avaldas isegi tulemuse (mis, nagu hiljem selgus, oli tõele väga lähedal). Kuid ta täpsustas seda mitu korda, muutis seda ja seetõttu arvasid paljud, et seda tulemust ei saa usaldada, kuna autor ise muudab seda pidevalt. Friedrich Bessel käitus teisiti. Ta ei valinud mitte ereda tähe, vaid selle, mis liigub kiiresti üle taeva - 61 Luike (nimi ise ütleb, et see pole ilmselt eriti ere). Tähed liiguvad üksteise suhtes kergelt ja loomulikult, mida tähed on meile lähemal, seda märgatavam on see efekt. Samamoodi nagu rongis, vilguvad teeäärsed postid akna taga väga kiiresti, mets nihkub vaid aeglaselt ja Päike seisab tegelikult paigal. Aastal 1838 avaldas ta 61 Cygnuse väga usaldusväärse parallaksi ja mõõtis kaugust õigesti. Need mõõtmised tõestasid esmakordselt, et tähed on kauged päikesed, ja sai selgeks, et kõigi nende objektide heledus vastab päikese väärtustele. Esimeste kümnete tähtede parallakside määramine võimaldas ehitada kolmemõõtmelise päikesekaardi. Sellegipoolest on inimese jaoks alati olnud väga oluline kaarte ehitada. See muutis maailma omamoodi veidi kontrollitavamaks. Siin on kaart ja juba võõras ala ei tundugi nii salapärane, ilmselt ei ela seal draakoneid, vaid lihtsalt mingi pime mets. Tähekauguste mõõtmise tulek on tõepoolest mõne valgusaasta kaugusel asuva lähima päikesepoolse naabruse sõbralikumaks muutnud.

See on peatükk seinalehest, mille andis välja heategevusprojekt “Lühidalt ja selgelt kõige huvitavama kohta”. Klõpsake alloleval ajalehe pisipildil ja lugege ülejäänud huvipakkuvaid artikleid. Aitäh!

Väljaande materjali pakkus lahkelt Sergei Borisovitš Popov - astrofüüsik, füüsika- ja matemaatikateaduste doktor, Venemaa Teaduste Akadeemia professor, V.I nimelise Riikliku Astronoomia Instituudi juhtivteadur. Sternberg Moskva Riiklikust Ülikoolist, mitmete mainekate teaduse ja hariduse valdkonna auhindade võitja. Loodame, et teemaga tutvumine on kasulik nii koolilastele kui ka vanematele ja õpetajatele - eriti nüüd, kui astronoomia on taas kohustuslike kooliainete loetelus (Haridus- ja Teadusministeeriumi 7. juuni 2017. aasta korraldus nr 506) ).

Kõik meie heategevusliku projekti "Lühidalt ja selgelt kõige huvitavama kohta" välja antud seinalehed ootavad teid k-ya.rf veebisaidil. On ka

22. veebruaril 2017 teatas NASA, et ühe TRAPPIST-1 tähe lähedalt leiti 7 eksoplaneeti. Neist kolm asuvad tähest kauguses, milles planeedil võib olla vedelat vett, ja vesi on elu võtmetingimus. Samuti teatatakse, et see tähesüsteem asub Maast 40 valgusaasta kaugusel.

See sõnum tekitas meedias palju lärmi, mõned arvasid isegi, et inimkond on uue staari lähedal uute asumite rajamise äärel, kuid see pole nii. Kuid 40 valgusaastat on palju, see on PALJU, seda on liiga palju kilomeetreid, see tähendab, et see on koletult kolossaalne vahemaa!

Füüsikakursuse järgi on teada kolmas kosmiline kiirus - see on kiirus, mis kehal peab olema Maa pinnal, et minna kaugemale Päikesesüsteemist. Selle kiiruse väärtus on 16,65 km / s. Orbitaalsed kosmoselaevad algavad kiirusega 7,9 km / sek ja pöörlevad ümber Maa. Põhimõtteliselt on kiirus 16-20 km / sek tänapäevastele maatehnoloogiatele üsna kättesaadav, kuid mitte rohkem!

Inimkond pole veel õppinud, kuidas kiirendada kosmoseaparaate kiiremini kui 20 km / sek.

Arvutame välja, mitu aastat kulub kiirusel 20 km / s liikuva kosmoselaeva läbimiseks 40 valgusaastat ja täheni TRAPPIST-1 jõudmiseks.
Üks valgusaasta on vahemaa, mille valguskiir vaakumis läbib, ja valguskiirus on umbes 300 tuhat km / sek.

Inimkätega valmistatud kosmoselaev liigub kiirusega 20 km / sek, see tähendab 15 000 korda aeglasemalt kui valguse kiirus. Selline laev katab 40 valgusaastat ajaga, mis võrdub 40 * 15000 \u003d 600000 aastaga!

Maalaev (praeguse tehnoloogia tasemega) jõuab täheni TRAPPIST-1 umbes 600 tuhande aasta jooksul! Homo sapiens on Maal olemas olnud (teadlaste sõnul) vaid 35–40 tuhat aastat ja siin on see tervelt 600 tuhat aastat!

Lähitulevikus ei võimalda tehnoloogia inimestel jõuda täheni TRAPPIST-1. Võib arvata, et isegi paljulubavad mootorid (ioon-, footoon-, kosmosepurjed jne), mida maises reaalsuses ei eksisteeri, kiirendavad laeva kiirusega 10 000 km / s, mis tähendab, et lennuaeg TRAPPIST-1-le vähendatakse 120 aastani ... See on juba enam-vähem vastuvõetav aeg peatatud animatsiooniga lendamiseks või mitme põlvkonna sisserändajate jaoks, kuid tänapäeval on kõik need mootorid fantastilised.

Isegi kõige lähemad tähed on ikka veel liiga kaugel inimestest, liiga kaugel, rääkimata meie Galaktika või teiste galaktikate tähtedest.

Meie Linnutee galaktika läbimõõt on umbes 100 tuhat valgusaastat, see tähendab, et moodsa Maa laeva tee otsast lõpuni on 1,5 miljardit aastat! Teadus viitab sellele, et meie Maa on 4,5 miljardit aastat ja mitmerakuline elu umbes 2 miljardit aastat. Kaugus lähimast galaktikast - Andromeda udust - on Maast 2,5 miljonit valgusaastat - kui tohutu kaugus!

Nagu näete, ei tõsta keegi elusatest inimestest kunagi teise tähe lähedal asuva planeedi maad.

Tähed on universumis kõige levinum taevakeha tüüp. Tähti on kuni 6. magnituudini, umbes miljon kuni 11. magnituudini ja kuni 21. magnituudini on neid kogu taevas umbes 2 miljardit.

Kõik nad, nagu ka Päike, on kuumad isevalgustuvad gaasipallid, mille sügavuses vabaneb tohutu energia. Kuid ka kõige tugevamates teleskoopides olevad tähed on nähtavad valguspunktidena, kuna nad asuvad meist väga kaugel.

1. Aasta parallaks ja kaugused tähtedeni

Maa raadius osutub liiga väikeseks, et olla aluseks tähtede parallaksi nihke mõõtmisel ja kauguste määramisel nendeni. Juba Koperniku ajal oli selge, et kui Maa tõepoolest tiirleb ümber Päikese, siis peavad tähtede näivad asukohad taevas muutuma. Kuus kuud liigub Maa oma orbiidi läbimõõdu võrra. Suunised tähele selle orbiidi vastaskülgedest peaksid olema erinevad. Teisisõnu peaks tähtedel olema märgatav aastane parallaks (joonis 72).

Tähe ρ aastane parallaks on nurk, mille juures võib näha orbiidi suuremat pooltelge (võrdne 1 AU) tähelt, kui see on vaatenurgaga risti.

Mida suurem on kaugus D täheni, seda väiksem on tema parallaks. Tähe taevas asendi parallaktiline nihe aasta jooksul toimub mööda väikest ellipsi või ringi, kui täht on ekliptika poolusel (vt joonis 72).

Kopernikus üritas tähtede parallaksi tuvastada, kuid ei suutnud seda tuvastada. Ta väitis õigesti, et tähed olid Maast liiga kaugel, et oleks võimalik nende parallaksi nihet tuvastada siis olemasolevate instrumentidega.

Esimest korda mõõtis Vega-tähe aastaparallaksi usaldusväärselt Venemaa akadeemik V. Ya. Struve 1837. aastal. Peaaegu samaaegselt sellega määrati parallaksi teistes riikides veel kahe tähe jaoks, millest üks oli α Centauri. See täht, mida NSV Liidus pole näha, osutus meile kõige lähemal, selle aastane parallaks ρ \u003d 0,75 ". Selle nurga all näeb palja silmaga 280 m kauguselt 1 mm paksust traati. See pole üllatav, et nii kaua ei osanud nad nii väikseid nurknihkeid märgata.

Kaugus täheni kus a on Maa orbiidi pool-suurem telg. Väikeste nurkade all kui p on kaarekundites. Seejärel, võttes a \u003d 1 a. See tähendab, et saame:

Kaugus lähima täheni α Centauri D \u003d 206 265 ": 0,75" \u003d 270 000 AU. e. Valgus läbib selle vahemaa 4 aasta jooksul, samal ajal kui see liigub Päikesest Maale vaid 8 minutiks ja Kuult umbes 1 sekundiks.

Valguse läbitud vahemaad aastas nimetatakse valgusaastaks.... Seda seadet kasutatakse kauguse mõõtmiseks koos parsekiga (pc).

Parsec on kaugus, millest alates vaadeldavaga risti paiknev Maa orbiidi pool-põhitelg on näha nurga all 1 ".

Kaugus parsekides on võrdne iga-aastase parallaksi pöördväärtusega, väljendatuna kaaresekundites. Näiteks on täht α Centauri kaugus 0,75 "(3/4") ehk 4/3 tk.

1 parsek \u003d 3,26 valgusaastat \u003d 206 265 amu. e. \u003d 3 * 10 13 km.

Praegu on tähtede kauguste määramise peamine meetod aastase parallaksi mõõtmine. Parallaksi on juba paljude tähtede jaoks mõõdetud.

Iga-aastase parallaksi mõõtmisega saate usaldusväärselt kindlaks määrata kauguse tähtedeni, mis ei ületa 100 pc või 300 valgusaastat.

Miks pole võimalik mõõta rohkem kui o kaugete tähtede aastaparallaksi?

Kaugused kaugemate tähtedeni määratakse praegu muude meetoditega (vt §25.1).

2. Nähtav ja absoluutne suurus

Tähtede heledus. Pärast seda, kui astronoomid suutsid määrata kauguse tähtedeni, leiti, et tähed erinevad näiva heleduse poolest mitte ainult nende kauguse erinevuse, vaid ka nende erinevuse tõttu. heledus.

Tähe L heledus on valgusenergia kiirguse võimsus võrreldes Päikese valguse kiirguse võimsusega.

Kui kahel tähel on sama heledus, siis meist kaugemal oleval tähel on väiksem näiv heledus. Tähti on võimalik heleduses võrrelda ainult siis, kui nende näiv heledus (suurus) arvutatakse sama standardkauguse jaoks. Selliseks astronoomia kauguseks loetakse 10 tk.

Tähe näilist tähesuurust, mis oleks tähel, kui see oleks standardkaugusel D 0 \u003d 10 pc, nimetati absoluutseks suuruseks M

Vaatleme tähe näiva ja absoluutse tähesuuruse kvantitatiivset suhet D-ga (või selle parallaksi p) kaugusel. Meenutagem kõigepealt, et 5 suuruse erinevus vastab heleduse erinevusele täpselt 100 korda. Järelikult võrdub kahe allika näiliste suuruste erinevus ühtsusega, kui üks neist on täpselt üks kord heledam kui teine \u200b\u200b(see väärtus on ligikaudu võrdne 2,512). Mida eredam on allikas, seda väiksem on selle näiline suurus. Üldiselt on kahe tähe I 1: I 2 näiva heleduse suhe seotud nende nähtavate suuruste m 1 ja m 2 erinevusega lihtsa seose abil:

Olgu m tähe kaugus D. heledus muutuks

Samal ajal on teada, et tähe näiline heledus muutub pöördvõrdeliselt tema kauguse ruuduga. seega

(2)

Järelikult

(3)

Võttes selle avaldise logaritmi, leiame:

(4)

kus p on väljendatud kaarekundites.

Need valemid annavad teadaoleva absoluutsuuruse M näiv suurusm reaalsel kaugusel tähest D. Meie Päike 10 pc kauguselt näeks välja umbes nagu 5. näiva tähega täht, st Päikese M ≈ 5 puhul.

Teades mis tahes tähe absoluutsuurust M, on selle heledust L. lihtne arvutada. Võttes Päikese heleduse L \u003d 1, võime heleduse määratluse järgi kirjutada, et

Suurused M ja L erinevates ühikutes väljendavad tähe kiirgusjõudu.

Tähtede uuring näitab, et nende heledus võib erineda kümneid miljardeid kordi. Tähesuurustes ulatub see erinevus 26 ühikuni.

Absoluutsed väärtusedväga suure heledusega tähed on negatiivsed ja jõuavad M \u003d -9. Selliseid tähti nimetatakse hiiglasteks ja ülihiiglasteks. Tähe S Doradus kiirgus on 500 000 korda võimsam kui meie Päikese kiirgus, selle heledus on L \u003d 500 000, väikseima kiirgusjõuga on päkapikud, kelle M \u003d + 17 (L \u003d 0,000013).

Tähtede heleduse oluliste erinevuste põhjuste mõistmiseks on vaja arvestada nende muude omadustega, mida saab määrata kiirguse analüüsi põhjal.

3. Tähtede värv, spektrid ja temperatuur

Vaatluste käigus märkasite, et tähtedel on erinev värv, mis on neist kõige eredamal hästi nähtav. Kuumutatud keha värv, sealhulgas täht, sõltub selle temperatuurist. See võimaldab tähtede temperatuuri määrata nende pidevas spektris oleva energiajaotuse põhjal.

Tähtede värvus ja spekter on seotud nende temperatuuriga. Suhteliselt jahedates tähtedes domineerib spektri punase piirkonna kiirgus, mistõttu neil on punakas värv. Punaste tähtede temperatuur on madal. See kasvab järjest punastest tähtedest oranžiks, seejärel kollaseks, kollakaks, valgeks ja sinakaks. Tähtede spektrid on äärmiselt erinevad. Need on jagatud klassidesse, mida tähistatakse ladina tähtede ja numbritega (vt tagakülge). Lahedate punaste M-klassi tähtede spektridtemperatuuril umbes 3000 K on nähtavad kõige lihtsamate diatoomsete molekulide, enamasti titaanoksiidi, neeldumisribad. Teiste punaste tähtede spektrites domineerivad süsinikoksiidid või tsirkoonium. Esimese suurusjärgu M punased tähed - Antares, Betelgeuse.

G-klassi kollaste tähtede spektrites, millele kuulub Päike (mille pinnal on temperatuur 6000 K), domineerivad õhukesed metallijooned: raud, kaltsium, naatrium jne. Tähtkujus on helge Capella tähes nagu Päike oma spektris, värvis ja temperatuuril. Auriga.

A-klassi valgete tähtede spektritesnagu Sirius, Vega ja Deneb, on vesinikuliinid kõige tugevamad. Ioniseeritud metallide nõrku jooni on palju. Selliste tähtede temperatuur on umbes 10 000 K.

Kõige kuumemate, sinakate tähtede spektritestemperatuuriga umbes 30 000 K on nähtavad neutraalse ja ioniseeritud heeliumi jooned.

Enamiku tähtede temperatuur jääb vahemikku 3000–30 000 K. Vähestel tähtedel on temperatuur umbes 100 000 K.

Seega on tähtede spektrid üksteisest väga erinevad ja neist on võimalik määrata tähtede atmosfääride keemiline koostis ja temperatuur. Spektriuuring näitas, et kõigi tähtede atmosfääris on ülekaalus vesinik ja heelium.

Tähespektrite erinevusi ei seletata mitte niivõrd nende keemilise koostise mitmekesisuse, kuivõrd temperatuuri ja muude füüsikaliste tingimuste erinevusega tähe atmosfääris. Kõrgel temperatuuril jaotatakse molekulid aatomiteks. Veel kõrgemal temperatuuril hävivad vähem vastupidavad aatomid, need muutuvad ioonideks, kaotades elektrone. Paljude keemiliste elementide, näiteks neutraalsete aatomite, ioniseeritud aatomid eraldavad ja neelavad energiat teatud lainepikkustel. Võrreldes sama keemilise elemendi aatomite ja ioonide neeldumisjoonte intensiivsust, määratakse teoreetiliselt nende suhteline kogus. See on temperatuuri funktsioon. Seega saab tähtede spektri tumedaid jooni kasutada nende atmosfääri temperatuuri määramiseks.

Tärnidel on sama temperatuur ja värv, kuid erinevad heledused, spektrid on üldiselt samad, kuid võite märgata erinevusi mõne joone suhtelises intensiivsuses. See on tingitud asjaolust, et samal temperatuuril on rõhk nende atmosfääris erinev. Näiteks hiigeltähtede atmosfääris on rõhk väiksem, nad on haruldasemad. Kui väljendame seda sõltuvust graafiliselt, siis saab joonte intensiivsuse järgi leida tähe absoluutse suuruse ja seejärel valemi (4) abil määrata kauguse sellest.

Näide probleemi lahendamisest

Ülesanne. Kui suur on tähe ζ Skorpioni heledus, kui selle näiv suurus on 3 ja kaugus sellest on 7500 nv. aastat?

Harjutus # 20

1. Mitu korda on Sirius eredam kui Aldebaran? Kas päike on Siriusest eredam?

2. Üks täht on 16 korda heledam kui teine. Mis vahe on nende suurusjärkudel?

3. Parallaksi Vega 0,11 ". Kui kaua valgus sellest Maale liigub?

4. Mitu aastat võtaks Lyra tähtkuju poole lendamine kiirusega 30 km / s, et Vega saaks kaks korda lähemale?

5. Mitu korda on täht suurusjärgus 3,4 nõrgem kui Sirius, mille näiv suurus on -1,6? Kui suur on nende tähtede absoluutne suurus, kui kaugus mõlemast on 3 pc?

6. Nimetage IV liites olevate tähtede värv vastavalt nende spektriklassile.