Астронет > Размеры звезд (методы определения)

по текстам по ключевым словам в глоссарии по сайтам перевод по каталогу

На сайте

Астрометрия

Астрономические инструменты

Астрономическое образование

Астрофизика

История астрономии

Космонавтика, исследование космоса

Любительская астрономия

Планеты и Солнечная система

Солнце

Размеры звезд (методы определения)

Расстояния до звезд столь велики, что никакие астрономич. инструменты не дают возможности наблюдать непосредственно их диски. Лишь у нек-рых звезд угловые размеры диска превышают разрешающую способность крупных телескопов, что дает возможность фотографированием с очень короткими экспозициями "восстановить" изображение звезды. Для определения Р.з. - их радиусов R - используют следующие методы.

1. При известной светимости звезды L и ее эффективной темп-ре T_э радиус звезды определяется в предположении, что ее излучение близко к излучению абсолютно черного тела: $R=T^{-2}_{э} ({L\over {4\pi\sigma}})^{1/2}$ , где $\sigma$ - постоянная Стефана-Больцмана (см. Эффективная температура).

Светимость звезды можно определить по ее видимой звездной величине и расстоянию до нее (см. Расстояния до космич. объектов), а T_э находят по распределению энергии в спектре звезды или по ширине и интенсивности спектральных линий. Это - наиболее употребительный способ оценки размеров звезд.

2. Угловой радиус $\alpha$ звезды находят по интерференц. картине, получающейся в результате перекрытия изображений звезды, построенных двумя объективами или частями одного объектива звездного интерферометра: $$\alpha=\left( {\lambda\over {1,7d}} \right)\cdot 206265$ , где угол $\alpha$ выражен в секундах дуги, $\lambda$ - длина волны принимаемого излучения в см, d - расстояние в см между центрами объективов, при к-ром интерференц. полосы в изображении звезды перестают наблюдаться.

Линейные радиусы R звезд связаны с угловыми $\alpha$ соотношением $R=\alpha D/206265$ (см), где D - расстояние до звезды в см.

Разработаны и др. методы оптич. интерферометрии, позволяющие измерить $\alpha$ для близких ярких звезд с наибольшими угловыми размерами (см. Спекл-интерферометрия).

3. При покрытии звезд Луной фотометрич. наблюдения дают возможность определить угловой размер звезды по характеру дифракции света на краю лунного диска. Этот метод приемлем лишь для неск. ярких звезд, затмеваемых Луной.

4. В случае затменно-переменных звезд размеры компонентов двойной системы можно определить из анализа кривой блеска (см. Двойные звезды).

Анализ имеющихся данных показывает, что Р.з. колеблются от размеров, сравнимых с диаметром Солнечной системы (звезды-сверхгиганты), до размеров планет (белые карлик) или даже до неск. км (нейтронные звезды). На главной последовательности звезды имеют тем большие размеры, чем больше их массы или T_э. В процессе эволюции звезд (при уходе с главной последовательности) Р.з. многократно возрастают при ихпревращении в красные гиганты или сверхгиганты. На конечной стадии эволюции Р.з. резко уменьшаются (белые карлики, нейтронные звезды, черные дыры).

Размеры некоторых ярких звезд (радиус звезды в радиусах Солнца)

Сверхгиганты

Бетельгейзе 300

$\varepsilon$ Возничего А 251

Гиганты

Альдебаран 60

Арктур 30

Капелла 12

Звезды главной последовательности

Вега 2,4

Процион 1,9

Сириус А 1,8

Альтаир 1,4

$\alpha$ Кентавра А 1,0

61 Лебедя А 0,7

Крюгер 60 А 0,3

Белые карлики

Вольф 1346 0,02

Сириус В 0,0034

Лит.:
Хенберн Браун Р., Измерение угловых диаметров звезд, УФН, 1927, т. 108, в. 3; Струве О., Линдс Б., Пилланс Э., Элементарная астрономия, пер. с англ., 2 изд., М., 1967.

(А.В. Засов)

А. В. Засов, "Физика Космоса", 1986
Глоссарий Astronet.ru

А | Б | В | Г | Д | З | И | К | Л | М | Н | О | П | Р | С | Т | У | Ф | Х | Ц | Ч | Ш | Э | Я

Обсудить эту публикацию

Версия для печати

Сверхгиганты
Бетельгейзе	300
$\varepsilon$ Возничего А	251
Гиганты
Альдебаран	60
Арктур	30
Капелла	12
Звезды главной последовательности
Вега	2,4
Процион	1,9
Сириус А	1,8
Альтаир	1,4
$\alpha$ Кентавра А	1,0
61 Лебедя А	0,7
Крюгер 60 А	0,3
Белые карлики
Вольф 1346	0,02
Сириус В	0,0034