Астрофизика Лекции 3-4.

Сентябрь 2, 2022

Главная
Алгебра
Астрофизика Лекции 3-4.

Содержание

2. Определение звездной величины В астрофизике практически единственным источником информации об исследуемых объектах и физических процессах является
3. Определение звездной величины Энергия, падающая на площадку – (так определяется интерсивность излучения I(λ)) Поток - Освещенность
4. Определение звездной величины Звездные величины двух звезд (или величины одной и той же звезды на разных
5. Определение звездной величины Монохроматическая звездная величина (Δλ→ 0): mλ = -2.5 log Eλ + const(λ) На
6. Определение звездной величины Гетерохромная звездная величина, (Δλ~1-100нм): φ(λ)=φ1φ2φ3φ4φ5…, φi – спектральное пропускание межзвездной среды, атмосферы, оптики
7. Определение звездной величины При решении ряда астрофизических задач (источники энергии звезд, внутреннее строение и эволюция звезд)
8. Определение звездной величины B.C. vs (B-V)0 (P.J.Flower, ApJ V.469, P.355, 1996) Даже при использовании заатмосферных наблюдений
9. Определение звездной величины Для определения некоторых физических параметров звезд, например, температуры служит показатель цвета CI –
10. Определение звездной величины Шкала звездных величин включает как самый яркий объект на небе – Солнце (m
11. Определение звездной величины Если расстояния до двух звезд известны, то освещен- ности от них, отнесенные к
12. Расстояния до звезд Классификация методов определения расстояний: Абсолютные, или прямые (опирающиеся только на простейшие геометрические построения)
13. Расстояния до звезд Абсолютные или прямые методы: - Тригонометрический параллакс Расстояния “движущихся скоплений” или метод радианта);
14. Расстояния до звезд Тригонометрический параллакс – абсолютный (первичный) метод измерения расстояний: он не опирается ни на
15. Тригонометрические параллаксы Из-за орбитального движения Земли вокруг Солнца близкие звезды описывают на небе параллактические эллипсы, большая
16. Расстояния до звезд Размеры эллипсов умень-шаются при увеличении расстояния до звезды, а форма зависит от эклип-тической
17. Относительный метод измерения тригонометрических параллаксов t1 t2 tK-1 tK t0 Опорные звезды x y Собственное движение
18. Расстояния до звезд Для вычисления параллакса (и одновременно собственного движения) вначале определяется изменение координат звезды со
19. Расстояния до звезд Точность наземных измере-ний углов – не лучше ±0.01". Поэтому надежные расстоя-ния не превышают
20. Расстояния до звезд Относительные, или косвенные методы: Большинство методов, в основном фотометрические, опираются на: известные светимости
21. Расстояния до звезд Пульсирующие звезды типа δ Цефея относятся к звездам весьма высокой светимости, что позволяет
22. Расстояния до звезд Пример зависимости «период-светимость»
23. Расстояния до звезд При поиске эффектов микролинзирования в БМО было обнаружено и изучено много цефеид. Оказалось
24. Расстояния до звезд Диск нашей Галактики толщиной ~200 пк заполнен хорошо переме-шанной смесью межзвездного газа (в
25. Расстояния до звезд Наличие пыли в МЗС приводит к поглощению и покраснению света. Абсолютная звездная величина
26. Расстояния до звезд
27. Размеры пылевых частиц ~100 nm – 1 μm Химический состав: смесь C (графита), O, Si, Mg,
28. Расстояния до звезд
29. Расстояния до звезд Обратная длина волны ИК Оптика УФ Пик на λ~2175Å
31. Расстояния до звезд Альбедо пылинок: данные наблюдения туманностей 2175 Å
32. Существуют карты поглощения света на небе, полученные: a) по фотометрическим данным; б) по атомарному водороду и
34. Расстояния до звезд
35. ≈ -19.48m ± 0.07m Термоядерный взрыв белого карлика (С/О) в результате аккреции вещества со спутника В
37. Скачать презентацию

Слайд 2

Определение звездной величины
В астрофизике практически единственным источником информации об исследуемых объектах

и физических процессах является электромагнитное излучение, регистрируемое как наземными приборами так и аппаратами, находящимися в космосе.
Исторически мощность этого излучения измеряется внесистемными звездными величинами.

Слайд 3

Определение звездной величины
Энергия, падающая
на площадку –
(так определяется
интерсивность излучения

I(λ))

Поток -

Освещенность -

Слайд 4

Определение звездной величины
Звездные величины двух звезд (или величины одной
и

той же звезды на разных расстояниях) связаны
соотношением Погсона (1857):

(«относительное» определение
звездной величины»)

В действительности звездная величина зависит от спектрального диапазона, в котором производятся наблюдения. Поэтому без этого указания понятие звездной величины некорректно.

Слайд 5

Определение звездной величины
Монохроматическая звездная величина (Δλ→ 0):
mλ = -2.5

log Eλ + const(λ)
На практике монохроматическая звездная величина
может быть реализована в спектроскопии или радио-
астрономии. Чаще всего, спектральная чувствительность
приемника и пропускание оптики и атмосферы
естественным образом формируют спектральную
полосу, в которой проводятся наблюдения.

Слайд 6

Определение звездной величины
Гетерохромная звездная величина, (Δλ~1-100нм):
φ(λ)=φ1φ2φ3φ4φ5…,
φi – спектральное пропускание

межзвездной среды, атмосферы, оптики телескопа, оптики регистри-рующей аппаратуры, спектральная чувствительность светоприемника и т.п.

Слайд 7

Определение звездной величины
При решении ряда астрофизических задач (источники энергии звезд,

внутреннее строение и эволюция звезд) необходимо знать полную энергию, излучаемую звездой во всем спектре. Такой характе-ристикой служит болометрическая звездная величина:

Слайд 8

Определение звездной величины
B.C. vs (B-V)0 (P.J.Flower, ApJ V.469, P.355, 1996)
Даже

при использовании
заатмосферных наблюдений звезд очень трудно получить болометрическую звездную величину, поэтому ее
рассчитывают теоретически
(например, в модели АЧТ
болометрическую поправку
(В.С.) к визуальной величине):
В.С. = Mbol - Mv

Слайд 9

Определение звездной величины
Для определения некоторых физических параметров звезд, например, температуры

служит показатель цвета CI – разность звездных величин в двух участках спектра:

(Фактически CI дает представление о распределении энергии в спектре звезды.
В современной многоцветной фотометрии существует несколько показателей
цвета: U-B, B-V, V-R и т.д. )

Слайд 10

Определение звездной величины

Шкала звездных величин включает как самый яркий

объект на небе – Солнце (m = -27m), так и самые слабые звезды, доступные крупным телескопам, имеющие m ≈ 30m.

Современная точность фотометрии достигает 0.1% по освещенности или 0.001m. Для перехода от наблюдаемых звездных величин к энергии, излучаемой звездами, необходимо знать расстояния до них.

Слайд 11

Определение звездной величины
Если расстояния до двух звезд известны, то освещен-
ности

от них, отнесенные к стандартному расстоянию
10 пк, дадут абсолютные звездные величины М,
которые уже можно сравнивать. Они связаны с види-
мыми звездными величинами m и расстоянием r
соотношением:
М = m + 5 – 5 log r
Абсолютная величина характеризует энергию, излу-
чаемую всей поверхностью звезды – светимость L:
L = 4πR2σT4

(для случая АЧТ)

Слайд 12

Расстояния до звезд
Классификация методов определения расстояний:
Абсолютные, или прямые (опирающиеся только

на простейшие геометрические построения)
Промежуточные (использующие некоторые дополнительные данные, не связанные напрямую с расстояниями)
Относительные, или косвенные (в основном фотометрические), опирающиеся на физическую природу объектов

Слайд 13

Расстояния до звезд
Абсолютные или прямые методы:
- Тригонометрический параллакс
Расстояния “движущихся

скоплений”
или метод радианта); метод применим
к ближайшим скоплениям: Гиады, Ясли,
группа UMa,…
Гравитационное линзирование (временная
задержка между изображениями)

Слайд 14

Расстояния до звезд
Тригонометрический параллакс – абсолютный (первичный) метод измерения расстояний: он

не опирается ни на какие предположения о физических характеристиках звезд
Используется для калибровки фотометрических (вторичных) методов измерения расстояний
Основа всей шкалы расстояний во Вселенной!

Слайд 15

Тригонометрические параллаксы Из-за орбитального движения Земли вокруг Солнца близкие звезды описывают на

небе параллактические эллипсы, большая ось которых параллельна эклиптике.

Расстояния до звезд

Слайд 16

Расстояния до звезд
Размеры эллипсов умень-шаются при увеличении расстояния до звезды, а

форма зависит от эклип-тической широты β.
Параллакс π – большая
полуось параллактичес-кого эллипса:
r (пк) = 1 / π"
1 пк (парсек) = 206265 а.е. =3.086 ·1016м = 3.26 св. г.

Слайд 17

Относительный метод измерения тригонометрических параллаксов
t1
t2
tK-1
tK
t0
Опорные звезды
x
y
Собственное движение
Параллактическое
смещение

Слайд 18

Расстояния до звезд
Для вычисления параллакса (и одновременно собственного движения) вначале определяется

изменение координат звезды со временем по ряду фотопластинок или ПЗС-изображений. Характерный интервал наблюдений – десятки лет.

Простейшая модель изменения сферических координат звезды (α, δ) со временем:
Здесь π – параллакс, μα и μδ – компоненты собственного движения,
Δt – интервал наблюдений, а параметры рα, рδ зависят от взаимного положения Земли, Солнца и звезды. (Примечание: абсолютизация π )

Слайд 19

Расстояния до звезд
Точность наземных измере-ний углов – не лучше ±0.01".

Поэтому надежные расстоя-ния не превышают 25-50 пк. Вынос измерительной аппа-ратуры на орбиту Земли существенно улучшает наши возможности. В 1989 году была запущена орбитальная обсерватория для опреде-ления параллаксов и собственных движений. Измерено около 120 000 звезд с точностью ±0.001".

Распределение ошибок параллаксов
HIPPARCOS (van Leeuwen, 2007)

Слайд 20

Расстояния до звезд
Относительные, или косвенные методы:
Большинство методов, в основном

фотометрические, опираются на:
известные светимости звезд, прокалиброванные
на основе каких либо абсолютных методов;
статистические соотношения между звездными
характеристиками (например, зависимость
“период – светимость” цефеид, зависимость
“скорость падения блеска – блеск в максимуме”
Сверхновых типа Ia).
Основная идея фотометрических методов заключается в выборе критерия, позволяющего сделать предположение о величине светимости звезды (М)
и использовании соотношения М = м + 5 – 5logr.

Слайд 21

Расстояния до звезд
Пульсирующие звезды
типа δ Цефея относятся
к звездам весьма высокой
светимости,

что позволяет
изучать их вплоть до
50 Мпк.
Для них обнаружена четкая
зависимость, позволяющая
по величине периода
определять светимость и,
следовательно, расстояние.

Слайд 22

Расстояния до звезд
Пример зависимости «период-светимость»

Слайд 23

Расстояния до звезд
При поиске эффектов микролинзирования в БМО было обнаружено и

изучено много цефеид. Оказалось возможным разделить зависимость
P-L на две, что заметно повысило точность определения расстояний.
Красные: основной тон пульсаций Синие: первый обертон
P1 / P0 ≈ 0.71

Слайд 24

Расстояния до звезд
Диск нашей Галактики толщиной ~200 пк заполнен

хорошо переме-шанной смесью межзвездного газа (в основном, атомарного и молекулярного водорода – HI и H2) и межзвездной пыли.
Межзвездная среда (МЗС) имеет характерную плотность ~1 см-3 и полную массу ~1010 MO (~10% массы видимого диска).
Примером могут служить спиральные галактики, видимые с ребра.

Слайд 25

Расстояния до звезд
Наличие пыли в МЗС приводит к поглощению и

покраснению света. Абсолютная звездная величина при учете поглощения Аλ увеличивается:
Мλ = mλ+ 5 – 5 log r – Aλ
Таким образом, фотометрически определяемые расстояния значительно недооцениваются и возникает проблема учета межзвездного поглощения света.

Слайд 26

Расстояния до звезд

Слайд 27

Размеры пылевых частиц ~100 nm – 1 μm
Химический состав:

смесь C (графита), O, Si, Mg, Fe, …, Na, Al, Ca, Ni, K, Ti, Cr, Mn, Co,…
Пылинки имеют сложную пространственную структуру.
Пыль рассеивает, поглощает и поляризует проходящий свет (селективно).

Модель межзвездной
пылинки (слева) и
образец пылинки
(проект Stardust)

Слайд 28

Расстояния до звезд

Слайд 29

Расстояния до звезд
Обратная длина волны
ИК
Оптика
УФ
Пик на
λ~2175Å

Слайд 30

Слайд 31

Расстояния до звезд
Альбедо пылинок: данные наблюдения туманностей
2175 Å

Слайд 32

Существуют карты поглощения света на небе, полученные:
a) по фотометрическим данным;
б) по

атомарному водороду и подсчетам далеких галактик;
в) по данным излучения пыли.

Существуют карты поглощения света на небе, полученные:
a) по фотометрическим данным;
б) по атомарному водороду и подсчетам далеких галактик;
в) по данным излучения пыли.

Слайд 33

Слайд 34

Расстояния до звезд

Слайд 35

≈ -19.48m ± 0.07m
Термоядерный взрыв белого карлика (С/О) в
результате аккреции

вещества со спутника
В максимуме блеска одни из ярчайших объектов:
могут наблюдаться на расстояниях > 3 Гпк (!)
Используются для исследования строения Вселенной
блеск в максимуме:
MB ≈ -21.73+2.70ΔB15
Используются для
исследования
строения
Вселенной

≈ -19.48m ± 0.07m

ΔB15 – падение блеска от максимума за 15 суток

Астрофизика Лекции 3-4.

Содержание

Определение звездной величиныВ астрофизике практически единственным источником информации об исследуемых объектах

Определение звездной величины Энергия, падающая на площадку –(так определяется интерсивность излучения

Определение звездной величины Звездные величины двух звезд (или величины одной и

Определение звездной величины Монохроматическая звездная величина (Δλ→ 0): mλ = -2.5

Определение звездной величины Гетерохромная звездная величина, (Δλ~1-100нм): φ(λ)=φ1φ2φ3φ4φ5…,φi – спектральное пропускание

Определение звездной величины При решении ряда астрофизических задач (источники энергии звезд,

Определение звездной величиныB.C. vs (B-V)0 (P.J.Flower, ApJ V.469, P.355, 1996) Даже

Определение звездной величины Для определения некоторых физических параметров звезд, например, температуры

Определение звездной величины Шкала звездных величин включает как самый яркий

Определение звездной величины Если расстояния до двух звезд известны, то освещен-ности

Расстояния до звезд Классификация методов определения расстояний:Абсолютные, или прямые (опирающиеся только

Расстояния до звездАбсолютные или прямые методы: - Тригонометрический параллакс Расстояния “движущихся

Расстояния до звездТригонометрический параллакс – абсолютный (первичный) метод измерения расстояний: он

Тригонометрические параллаксы Из-за орбитального движения Земли вокруг Солнца близкие звезды описывают на

Расстояния до звездРазмеры эллипсов умень-шаются при увеличении расстояния до звезды, а

Относительный метод измерения тригонометрических параллаксовt1t2tK-1tKt0Опорные звездыxyСобственное движениеПараллактическоесмещение

Расстояния до звездДля вычисления параллакса (и одновременно собственного движения) вначале определяется

Расстояния до звезд Точность наземных измере-ний углов – не лучше ±0.01".

Расстояния до звезд Относительные, или косвенные методы: Большинство методов, в основном

Расстояния до звезд Пульсирующие звездытипа δ Цефея относятсяк звездам весьма высокойсветимости,

Расстояния до звездПример зависимости «период-светимость»

Расстояния до звездПри поиске эффектов микролинзирования в БМО было обнаружено и

Расстояния до звезд Диск нашей Галактики толщиной ~200 пк заполнен

Расстояния до звезд Наличие пыли в МЗС приводит к поглощению и

Расстояния до звезд

Размеры пылевых частиц ~100 nm – 1 μm Химический состав:

Расстояния до звезд

Расстояния до звездОбратная длина волныИКОптикаУФ Пик наλ~2175Å

Расстояния до звезд Альбедо пылинок: данные наблюдения туманностей2175 Å

Существуют карты поглощения света на небе, полученные:a) по фотометрическим данным;б) по

Расстояния до звезд

≈ -19.48m ± 0.07mТермоядерный взрыв белого карлика (С/О) врезультате аккреции

Похожие презентации

Определение звездной величины
В астрофизике практически единственным источником информации об исследуемых объектах

Определение звездной величины
Энергия, падающая
на площадку –
(так определяется
интерсивность излучения

Определение звездной величины
Звездные величины двух звезд (или величины одной
и

Определение звездной величины
Монохроматическая звездная величина (Δλ→ 0):
mλ = -2.5

Определение звездной величины
Гетерохромная звездная величина, (Δλ~1-100нм):
φ(λ)=φ1φ2φ3φ4φ5…,
φi – спектральное пропускание

Определение звездной величины
При решении ряда астрофизических задач (источники энергии звезд,

Определение звездной величины
B.C. vs (B-V)0 (P.J.Flower, ApJ V.469, P.355, 1996)
Даже

Определение звездной величины
Для определения некоторых физических параметров звезд, например, температуры

Определение звездной величины

Шкала звездных величин включает как самый яркий

Определение звездной величины
Если расстояния до двух звезд известны, то освещен-
ности

Расстояния до звезд
Классификация методов определения расстояний:
Абсолютные, или прямые (опирающиеся только

Расстояния до звезд
Абсолютные или прямые методы:
- Тригонометрический параллакс
Расстояния “движущихся

Расстояния до звезд
Тригонометрический параллакс – абсолютный (первичный) метод измерения расстояний: он

Расстояния до звезд
Размеры эллипсов умень-шаются при увеличении расстояния до звезды, а

Относительный метод измерения тригонометрических параллаксов
t1
t2
tK-1
tK
t0
Опорные звезды
x
y
Собственное движение
Параллактическое
смещение

Расстояния до звезд
Для вычисления параллакса (и одновременно собственного движения) вначале определяется

Расстояния до звезд
Точность наземных измере-ний углов – не лучше ±0.01".

Расстояния до звезд
Относительные, или косвенные методы:
Большинство методов, в основном

Расстояния до звезд
Пульсирующие звезды
типа δ Цефея относятся
к звездам весьма высокой
светимости,

Расстояния до звезд
Пример зависимости «период-светимость»

Расстояния до звезд
При поиске эффектов микролинзирования в БМО было обнаружено и

Расстояния до звезд
Диск нашей Галактики толщиной ~200 пк заполнен

Расстояния до звезд
Наличие пыли в МЗС приводит к поглощению и

Размеры пылевых частиц ~100 nm – 1 μm
Химический состав:

Расстояния до звезд
Обратная длина волны
ИК
Оптика
УФ
Пик на
λ~2175Å

Расстояния до звезд
Альбедо пылинок: данные наблюдения туманностей
2175 Å

Существуют карты поглощения света на небе, полученные:
a) по фотометрическим данным;
б) по

≈ -19.48m ± 0.07m
Термоядерный взрыв белого карлика (С/О) в
результате аккреции