Իսկ քանի՞ պոտենցիալ պայթյունավտանգ աստղեր են գտնվում ոչ անվտանգ հեռավորությունների վրա:
Գերնոր աստղը աստղի պայթյուն է անհավատալի մասշտաբով, և գրեթե դուրս է մարդկային երևակայության սահմաններից: Եթե մեր Արեգակը պայթեր որպես գերնոր աստղ, ապա առաջացող հարվածային ալիքը, հավանաբար, չէր կործանի ամբողջ Երկիրը, բայց Երկրի այն կողմը, որը նայում է դեպի Արեգակը, կվերանա: Գիտնականները կարծում են, որ ամբողջ մոլորակի ջերմաստիճանը կավելանա մոտ 15 անգամ։ Ավելին, Երկիրը չի մնա ուղեծրում։
Արեգակի զանգվածի հանկարծակի նվազումը կարող է ազատել մոլորակը և այն թափառել տիեզերք: Հասկանալի է, որ Արեգակի հեռավորությունը՝ 8 լուսային րոպե, անվտանգ չէ։ Բարեբախտաբար, մեր Արևը աստղ չէ, որին վիճակված է պայթել որպես գերնոր աստղ: Բայց այլ աստղեր, մեր արեգակնային համակարգից դուրս, կարող են: Ո՞րն է ամենամոտ անվտանգ հեռավորությունը: Գիտական գրականությունը ցույց է տալիս 50-ից 100 լուսային տարի՝ որպես Երկրի և գերնոր աստղի միջև ամենամոտ անվտանգ հեռավորությունը:
Supernova 1987A մնացորդի պատկերը, որը տեսանելի է օպտիկական ալիքի երկարությամբ, Hubble տիեզերական աստղադիտակից: Ի՞նչ է պատահում, եթե Երկրի մոտ սուպերնովան պայթի:Դիտարկենք մեր Արեգակից բացի այլ աստղի պայթյունը, որը դեռևս վտանգավոր հեռավորության վրա է: Ենթադրենք, գերնոր աստղը գտնվում է մեզանից 30 լուսային տարի հեռավորության վրա: Դոկտոր Մարկ Ռիդը՝ Հարվարդ-Սմիթսոնյան աստղաֆիզիկայի կենտրոնի ավագ աստղագետ, ասում է.
«...եթե լիներ գերնոր աստղ, որը գտնվում էր մեզանից մոտ 30 լուսատարի հեռավորության վրա, այն կհանգեցներ Երկրի վրա ծանր հարվածների, հնարավոր է` զանգվածային անհետացումների: Ռենտգենյան ճառագայթները և գերնոր աստղի ավելի էներգետիկ գամմա ճառագայթները կարող են ոչնչացնել օզոնային շերտը, որը պաշտպանում է մեզ արևից: ուլտրամանուշակագույն ճառագայթներ. Այն կարող է նաև իոնացնել ազոտն ու թթվածինը մթնոլորտում՝ հանգեցնելով ձևավորման մեծ քանակությամբՄթնոլորտում ազոտի օքսիդին նման մշուշ»:
Ավելին, եթե գերնոր աստղը պայթեր 30 լուսային տարի հեռավորության վրա, ֆիտոպլանկտոնները և խութերի համայնքները հատկապես կազդեն: Նման իրադարձությունը մեծապես սպառում է օվկիանոսի սննդային շղթայի հիմքը:
Ենթադրենք պայթյունը մի փոքր ավելի հեռու է եղել։ Մոտակա աստղի պայթյունը կարող է համեմատաբար անձեռնմխելի թողնել Երկիրը, նրա մակերեսը և օվկիանոսի կյանքը: Բայց ցանկացած համեմատաբար մոտ պայթյուն դեռ մեզ կհեղեղի գամմա ճառագայթներով և բարձր էներգիայի այլ մասնիկներով: Այս ճառագայթումը կարող է մուտացիաներ առաջացնել երկրային կյանքում: Բացի այդ, մոտակա գերնոր աստղի ճառագայթումը կարող է փոխել մեր կլիման:
Հայտնի է, որ մարդկության հայտնի պատմության ընթացքում գերնոր աստղը չի պայթել այդքան մոտ հեռավորության վրա։ Աչքով տեսանելի ամենավերջին գերնոր աստղը եղել է 1987-ին Supernova 1987A: Այն գտնվում էր մեզանից մոտավորապես 168000 լուսատարի հեռավորության վրա։ Մինչ այս, աչքի համար տեսանելի վերջին բռնկումը գրանցվել է Յոհաննես Կեպլերի կողմից 1604 թվականին։ Մոտավորապես 20000 լուսատարի հեռավորության վրա այն փայլում էր գիշերային երկնքի ցանկացած աստղից ավելի պայծառ: Այս պայթյունը տեսանելի էր նույնիսկ հետ ցերեկային լույս! Մեր տեղեկություններով, սա նկատելի ազդեցություն չի ունեցել:
Քանի՞ պոտենցիալ գերնոր է մեզ ավելի մոտ, քան 50-100 լուսատարի հեռավորության վրա:Պատասխանը կախված է գերնոր աստղի տեսակից։ Երկրորդ տիպի գերնոր աստղը ծերացող, զանգվածային աստղ է, որը փլուզվում է: Երկրից 50 լուսային տարվա ընթացքում այդքան մեծ աստղեր չկան, որ դա անեն:
Բայց կան նաև I տիպի գերնոր աստղեր, որոնք առաջացել են փոքրիկ, գունատ սպիտակ գաճաճ աստղի փլուզումից: Այս աստղերը մռայլ են և դժվար է հայտնաբերել, ուստի մենք չենք կարող վստահ լինել, թե քանիսն են դրանք շուրջը: Հավանաբար, այս աստղերից մի քանի հարյուրը գտնվում են 50 լուսային տարվա ընթացքում:
IK Pegasi A (ձախ), B (ներքև, կենտրոն) և Sun (աջ) հարաբերական չափերը:
IK Pegasi B աստղը գերնոր աստղի նախատիպի դերի ամենամոտ թեկնածուն է։ Այն երկուական աստղային համակարգի մի մասն է, որը գտնվում է մեր Արևից և արեգակնային համակարգից մոտավորապես 150 լուսային տարի հեռավորության վրա:
Համակարգի գլխավոր աստղը՝ IK Pegasi A, սովորական հիմնական հաջորդականության աստղ է՝ ոչ ի տարբերություն մեր Արեգակի: I տիպի պոտենցիալ գերնոր աստղը մեկ այլ աստղ է՝ IK Pegasi B, զանգվածային սպիտակ թզուկ, որը չափազանց փոքր է և խիտ: Երբ աստղ A-ն սկսում է վերածվել կարմիր հսկայի, ակնկալվում է, որ այն կաճի մինչև շառավիղ, որտեղ այն կբախվի սպիտակ թզուկի կամ կսկսի նյութը քաշել A-ի ընդլայնված գազի ծրարից, երբ B աստղը դառնա բավականաչափ զանգված, այն կարող է պայթել որպես գերնոր աստղ:
Ինչ վերաբերում է Բետելգեյզին:Մեկ այլ աստղ, որը հաճախ հիշատակվում է գերնոր աստղերի պատմության մեջ, Բետելգեյզն է՝ մեր երկնքի ամենապայծառ աստղերից մեկը, որը հայտնի Օրիոն համաստեղության մի մասն է: Բեթելգեյզը գերհսկա աստղ է։ Այն իր էությամբ շատ պայծառ է:
Այնուամենայնիվ, նման փայլը ունի իր գինը: Բետելգեյզը երկնքի ամենահայտնի աստղերից է, քանի որ այն մի օր կպայթի: Բեթելգեյզի հսկայական էներգիան պահանջում է վառելիքի արագ սպառում (համեմատաբար ասած), և իրականում Բեթելգեյզն արդեն մոտենում է իր կյանքի ավարտին։ Մի օր շուտով (աստղագիտական ասած) այն կսպառվի վառելիքից, այնուհետև կպայթի II տիպի գերնոր աստղի տպավորիչ պայթյունով: Երբ դա տեղի ունենա, Բեթելգեյզը կդառնա ավելի պայծառ մի քանի շաբաթով կամ ամիսներով, գուցե նույնքան պայծառ, որքան լիալուսինը և տեսանելի կլինի ցերեկային լույսի ներքո:
Ե՞րբ դա տեղի կունենա:Հավանաբար ոչ մեր կյանքի ընթացքում, բայց ոչ ոք հաստատ չգիտի: Դա կարող է լինել վաղը կամ մեկ միլիոն տարի ապագայում: Երբ դա տեղի ունենա, Երկրի վրա բոլորը ականատես կլինեն գիշերային երկնքում մի տպավորիչ իրադարձության, բայց Երկրի վրա կյանքը չի ազդի: Դա պայմանավորված է նրանով, որ Բեթելգեյզը գտնվում է մեզանից 430 լուսատարի հեռավորության վրա:
Որքա՞ն հաճախ են գերնոր աստղերը հայտնվում մեր գալակտիկայում:Ոչ ոք չգիտի։ Գիտնականները ենթադրել են, որ գերնոր աստղերի բարձր էներգիայի ճառագայթումն արդեն մուտացիաներ է առաջացրել Երկրի վրա գտնվող տեսակների, գուցե նույնիսկ մարդկանց մոտ:
Մեկ հաշվարկի համաձայն՝ յուրաքանչյուր 15 միլիոն տարին մեկ Երկրի մերձակայքում կարող է լինել մեկ վտանգավոր գերնոր իրադարձություն: Այլ գիտնականներ ասում են, որ միջինում գերնոր աստղի պայթյունը տեղի է ունենում Երկրից 10 պարսեկ (33 լուսային տարի) հեռավորության վրա յուրաքանչյուր 240 միլիոն տարին մեկ: Այսպիսով, դուք տեսնում եք, որ մենք իսկապես չգիտենք: Բայց դուք կարող եք այս թվերը համեմատել մի քանի միլիոն տարվա հետ, այն ժամանակ, երբ մարդիկ կարծում են, որ եղել են մոլորակի վրա, և չորսուկես միլիարդ տարվա՝ Երկրի տարիքի համար:
Եվ եթե դա անեք, կտեսնեք, որ գերնոր աստղը հաստատ կպայթի Երկրի մոտ, բայց հավանաբար ոչ մարդկության տեսանելի ապագայում:
հավանել ( 3 ) չեմ սիրում ( 0 )
Պարալաքսի սկզբունքը՝ օգտագործելով պարզ օրինակ.
Տեսանելի տեղաշարժի անկյունը (պարալաքս) չափելով աստղերի հեռավորությունը որոշելու մեթոդ։
Թոմաս Հենդերսոնը, Վասիլի Յակովլևիչ Ստրուվեն և Ֆրիդրիխ Բեսելը առաջինն էին, ովքեր չափեցին աստղերից հեռավորությունը պարալաքսի մեթոդով։
Արեգակից 14 լուսային տարվա շառավղով աստղերի գտնվելու սխեման: Արեգակը ներառյալ, այս տարածաշրջանում հայտնի են 32 աստղային համակարգեր (Inductiveload / wikipedia.org):
Հաջորդ հայտնագործությունը (19-րդ դարի 30-ական թթ.) աստղային պարալաքսների որոշումն է։ Գիտնականները վաղուց էին կասկածում, որ աստղերը կարող են նման լինել հեռավոր արևներին: Այնուամենայնիվ, դա դեռ վարկած էր, և, ես կասեի, մինչ այդ հիմնված էր գործնականում ոչ մի բանի վրա։ Կարևոր էր սովորել, թե ինչպես ուղղակիորեն չափել աստղերի հեռավորությունը: Մարդիկ վաղուց են հասկացել, թե ինչպես դա անել։ Երկիրը պտտվում է Արեգակի շուրջը, և եթե, օրինակ, այսօր դուք աստղազարդ երկնքի ճշգրիտ ուրվագիծը պատրաստեք (19-րդ դարում դեռ անհնար էր լուսանկարել), սպասեք վեց ամիս և նորից ուրվագծեք երկինքը, ուշադրություն դարձրեք, որ աստղերից մի քանիսը տեղափոխվել են այլ, հեռավոր օբյեկտների համեմատ: Պատճառը պարզ է՝ մենք այժմ աստղերին ենք նայում երկրագնդի ուղեծրի հակառակ եզրից: Մոտ առարկաների տեղաշարժ կա հեռավորների ֆոնի վրա։ Սա ճիշտ նույնն է, երբ մենք նախ մի աչքով նայենք մատին, իսկ հետո մյուսով։ Կնկատենք, որ մատը տեղաշարժված է հեռավոր առարկաների ֆոնի վրա (կամ հեռավոր առարկաները տեղաշարժված են մատի համեմատ՝ կախված նրանից, թե որ ուղղորդման շրջանակն ենք ընտրում)։ Տիխո Բրահեն՝ նախահեռադիտակային դարաշրջանի լավագույն դիտորդական աստղագետը, փորձել է չափել այս պարալաքսները, բայց չի հայտնաբերել դրանք։ Իրականում նա ուղղակի ավելի ցածր սահման է տվել աստղերի հեռավորության վրա։ Նա ասաց, որ աստղերը առնվազն ավելի հեռու են, քան մոտ մեկ լուսային ամիս (չնայած նման տերմին, իհարկե, դեռ չէր կարող լինել)։ Իսկ 30-ականներին աստղադիտակային դիտման տեխնոլոգիայի զարգացումը հնարավորություն տվեց ավելի ճշգրիտ չափել աստղերի հեռավորությունները։ Եվ զարմանալի չէ, որ միանգամից երեք հոգի տարբեր մասերԵրկրագունդը նման դիտարկումներ է արել երեք տարբեր աստղերի համար։
Թոմաս Հենդերսոնն առաջինն էր, ով պաշտոնապես ճիշտ չափեց աստղերի հեռավորությունը։ Նա դիտել է Ալֆա Կենտավրոսը Հարավային կիսագնդում: Նրա բախտը բերել է, նա գրեթե պատահաբար ընտրել է Հարավային կիսագնդում անզեն աչքով տեսանելիներից ամենամոտ աստղը։ Բայց Հենդերսոնը կարծում էր, որ իրեն պակասում է իր դիտարկումների ճշգրտությունը, թեև ստացել է ճիշտ արժեքը։ Սխալները, նրա կարծիքով, մեծ էին, և նա անմիջապես չհրապարակեց իր արդյունքները։ Վասիլի Յակովլևիչ Ստրուվեն դիտել է Եվրոպայում և ընտրել հյուսիսային երկնքի պայծառ աստղը՝ Վեգան: Նրա բախտն էլ է բերել՝ նա կարող էր ընտրել, օրինակ, Արկտուրուսին, որը շատ ավելի հեռու է։ Ստրուվեն որոշել է Վեգայի հեռավորությունը և նույնիսկ հրապարակել արդյունքը (որը, ինչպես պարզվեց հետագայում, շատ մոտ էր իրականությանը)։ Այնուամենայնիվ, նա մի քանի անգամ պարզաբանեց, փոխեց այն, և, հետևաբար, շատերը կարծում էին, որ այս արդյունքին չի կարելի վստահել, քանի որ հեղինակն ինքն է անընդհատ փոխում այն։ Բայց Ֆրիդրիխ Բեսելը այլ կերպ վարվեց։ Նա ընտրեց ոչ թե պայծառ աստղ, այլ մեկը, որն արագորեն շարժվում է երկնքով՝ 61 Cygni (անունն ինքնին ասում է, որ այն հավանաբար այնքան էլ պայծառ չէ): Աստղերը մի փոքր շարժվում են միմյանց նկատմամբ, և, բնականաբար, որքան մոտ են մեզ աստղերը, այնքան ավելի նկատելի է այդ ազդեցությունը։ Ինչպես գնացքում, պատուհանից դուրս շատ արագ թարթում են ճանապարհի սյուները, անտառը միայն դանդաղ է շարժվում, և Արևը իրականում կանգնում է: 1838 թվականին նա հրապարակեց 61 Cygni աստղի շատ հուսալի պարալաքսը և ճիշտ չափեց հեռավորությունը։ Այս չափումներն առաջին անգամ ապացուցեցին, որ աստղերը հեռավոր արևներ են, և պարզ դարձավ, որ այս բոլոր առարկաների պայծառությունը համապատասխանում է արեգակնային արժեքին։ Առաջին տասնյակ աստղերի պարալաքսների որոշումը թույլ տվեց կառուցել արեգակնային հարևանության եռաչափ քարտեզ: Ի վերջո, մարդու համար միշտ էլ շատ կարևոր է եղել քարտեզներ կառուցելը։ Դա ստիպեց աշխարհին մի փոքր ավելի վերահսկելի թվալ: Ահա մի քարտեզ, և օտար տարածքն այլևս այնքան էլ խորհրդավոր չի թվում, հավանաբար այնտեղ վիշապներ չեն ապրում, այլ պարզապես ինչ-որ մութ անտառ: Աստղերի հեռավորությունները չափելու գալուստը իսկապես դարձրեց մոտակա արևային թաղամասը, որը գտնվում է մի քանի լուսային տարի հեռավորության վրա, մի փոքր ավելի, լավ, բարեկամական:
Սա մի գլուխ է պատի թերթից, որը հրատարակվել է բարեգործական նախագծի կողմից՝ «Համառոտ և պարզ ամենահետաքրքիր բաների մասին»։ Կտտացրեք ներքևում գտնվող թերթի մանրապատկերին և կարդացեք այլ հոդվածներ ձեզ հետաքրքրող թեմաներով: Շնորհակալություն
Թողարկման նյութը սիրով տրամադրել է Սերգեյ Բորիսովիչ Պոպովը՝ աստղաֆիզիկոս, ֆիզիկամաթեմատիկական գիտությունների դոկտոր, պրոֆեսոր։ Ռուսական ակադեմիագիտ., անվան պետական աստղագիտական ինստիտուտի առաջատար գիտաշխատող։ Մոսկվայի Շտերնբերգ պետական համալսարան, գիտության և կրթության ոլորտում մի քանի հեղինակավոր մրցանակների դափնեկիր։ Հուսով ենք, որ խնդրին ծանոթանալը օգտակար կլինի դպրոցականների, ծնողների, ուսուցիչների համար, հատկապես հիմա, երբ աստղագիտությունը կրկին ներառվել է պարտադիր դպրոցական առարկաների ցանկում (ԿԳՆ 07.06.2017թ. թիվ 506 հրաման): )
Բոլոր պատի թերթերը, որոնք հրատարակվել են մեր բարեգործական «Համառոտ և պարզ ամենահետաքրքիրների մասին» բարեգործական նախագծի կողմից, սպասում են ձեզ k-ya.rf կայքում: Կան նաև
Իր ուղեծրում Երկրի տարեկան շարժման պատճառով մոտակա աստղերը փոքր-ինչ շարժվում են հեռավոր «ֆիքսված» աստղերի համեմատ: Մեկ տարվա ընթացքում նման աստղը նկարագրում է մի փոքրիկ էլիպս երկնային ոլորտի վրա, որի չափերը փոքրանում են, որքան հեռու է աստղը։ Անկյունային չափման մեջ այս էլիպսի կիսահիմնական առանցքը մոտավորապես հավասար է առավելագույն անկյան վրա, որով աստղից տեսանելի է 1 AU: ե (երկրի ուղեծրի կիսահիմնական առանցքը), ուղղահայաց աստղի ուղղությանը։ Այս անկյունը (), որը կոչվում է աստղի տարեկան կամ եռանկյունաչափ պարալաքս, որը հավասար է նրա տեսանելի տեղաշարժի տարեկան կեսին, ծառայում է չափելու նրան հեռավորությունը՝ հիմնվելով ZSA եռանկյան կողմերի և անկյունների միջև եռանկյունաչափական հարաբերությունների վրա, որոնցում հայտնի են անկյունը և հիմքը՝ Երկրի ուղեծրի կիսահիմնական առանցքը (սմ . Նկ. 1):
Նկար 1. Որոշելով աստղից հեռավորությունը պարալաքսի մեթոդով (A - աստղ, B - Երկիր, C - Արև):
Հեռավորությունը r աստղին, որը որոշվում է նրա եռանկյունաչափական պարալաքսի արժեքով, հավասար է.
r = 206265""/ (a.u.),
որտեղ պարալաքսը արտահայտվում է աղեղային վայրկյաններով:
Աստղերի հեռավորությունները պարալաքսների միջոցով որոշելու հարմարության համար աստղագիտությունը օգտագործում է երկարության հատուկ միավոր՝ պարսեկ (ps): 1 հատ հեռավորության վրա գտնվող աստղն ունի 1 «» պարալաքս: Համաձայն վերը նշված բանաձևի՝ 1 ps = 206265 ա. ե. = 3,086 10 18 սմ.
Պարսեկի հետ մեկտեղ օգտագործվում է հեռավորության ևս մեկ հատուկ միավոր՝ լուսային տարին (այսինքն՝ հեռավորությունը, որը լույսն անցնում է 1 տարում), այն հավասար է 0,307 ps կամ 9,46 10 17 սմ։
Ամենամոտ արեգակնային համակարգաստղը՝ Պրոքսիմա Կենտավրոսի 12-րդ մեծության կարմիր թզուկը, ունի 0,762 պարալաքս, այսինքն՝ նրան հեռավորությունը 1,31 վրկ է (4,3 լուսային տարի):
Եռանկյունաչափական պարալաքսների չափման ստորին սահմանը ~0,01" է, ուստի դրանք կարող են օգտագործվել 100 ps-ը չգերազանցող հեռավորությունները 50% հարաբերական սխալով չափելու համար։ (Մինչև 20 վրկ հեռավորության վրա հարաբերական սխալը չի գերազանցում 10%)։ Այս մեթոդով մինչ այժմ որոշվել են հեռավորությունները մինչև մոտ 6000 աստղ։ Աստղագիտության մեջ ավելի հեռավոր աստղերի հեռավորությունները որոշվում են հիմնականում լուսաչափական մեթոդով։
Աղյուսակ 1. Քսան մոտակա աստղերը:
|
Աստղի անունը |
Պարալաքսը աղեղային վայրկյաններով |
Հեռավորությունը, ps |
Տեսանելի մեծություն, մ |
Բացարձակ մեծություն, Մ |
Սպեկտրալ դաս |
|
|
Proxima Centauri բ Կենտավրոս Ա բ Կենտավրոս Բ Բարնարդի աստղը Լալանդ 21185 Սիրիուսի արբանյակ Լեյթեն 7896 Էրիդանի Procyon արբանյակը Արբանյակ 61 Cygnus ե հնդկական |
|
|
Աստղերը ամենատարածված տեսակն են երկնային մարմիններՏիեզերքում. Մինչև 6-րդ մեծության մոտ 6000 աստղ կա, մինչև 11-րդ մեծությունը մոտ մեկ միլիոն, և մինչև 21-րդ մեծության ամբողջ երկնքում դրանցից մոտ 2 միլիարդը։
Դրանք բոլորը, ինչպես Արեգակը, տաք, ինքնալուսավոր գազային գնդիկներ են, որոնց խորքերում ահռելի էներգիա է արձակվում։ Այնուամենայնիվ, նույնիսկ ամենահզոր աստղադիտակներում աստղերը տեսանելի են որպես լուսավոր կետեր, քանի որ դրանք մեզանից շատ հեռու են:
1. Տարեկան պարալաքս և հեռավորություններ մինչև աստղեր
Պարզվում է, որ Երկրի շառավիղը չափազանց փոքր է, որպեսզի հիմք ծառայի աստղերի պարալլակտիկ տեղաշարժը չափելու և նրանց հեռավորությունները որոշելու համար: Նույնիսկ Կոպեռնիկոսի ժամանակ պարզ էր, որ եթե Երկիրն իսկապես պտտվում է Արեգակի շուրջը, ապա երկնքում աստղերի ակնհայտ դիրքերը պետք է փոխվեն։ Վեց ամսում Երկիրը շարժվում է իր ուղեծրի տրամագծով։ Այս ուղեծրի հակառակ կետերից դեպի աստղ ուղղությունները պետք է տարբեր լինեն: Այլ կերպ ասած, աստղերը պետք է ունենան նկատելի տարեկան պարալաքս (նկ. 72):
Աստղի ρ տարեկան պարալաքսն այն անկյունն է, որով Երկրի ուղեծրի կիսամեծ առանցքը (հավասար է 1 AU-ի) կարելի է տեսնել աստղից, եթե այն ուղղահայաց է տեսադաշտին։
Որքան մեծ է D հեռավորությունը աստղից, այնքան փոքր է նրա պարալաքսը: Տարվա ընթացքում երկնքում աստղի դիրքի պարալլակտիկ տեղաշարժը տեղի է ունենում փոքր էլիպսով կամ շրջանով, եթե աստղը գտնվում է խավարածրի բևեռում (տես նկ. 72):
Կոպեռնիկոսը փորձեց, բայց չկարողացավ հայտնաբերել աստղերի պարալաքսը: Նա ճիշտ պնդում էր, որ աստղերը չափազանց հեռու են եղել Երկրից, որպեսզի այդ ժամանակ գոյություն ունեցող գործիքները կարողանան հայտնաբերել դրանց պարալլակտիվ տեղաշարժը:
Առաջին անգամ Վեգայի աստղի տարեկան պարալաքսի հուսալի չափումը իրականացվել է 1837 թվականին ռուս ակադեմիկոս Վ. Նրա հետ գրեթե միաժամանակ այլ երկրներում որոշվեցին ևս երկու աստղերի պարալաքսներ, որոնցից մեկը α Centauri-ն էր։ Այս աստղը, որը տեսանելի չէ ԽՍՀՄ-ում, պարզվեց, որ մեզ ամենամոտն է, նրա տարեկան պարալաքսը ρ = 0,75 է»:Այս անկյան տակ անզեն աչքով 280 մ հեռավորությունից տեսանելի է 1 մմ հաստությամբ մետաղալար: Զարմանալի չէ, որ այսքան ժամանակ նրանք չէին կարող նկատել աստղերի փոքր անկյունային տեղաշարժերը:
Հեռավորությունը աստղից 
որտեղ a-ն Երկրի ուղեծրի կիսահիմնական առանցքն է: Փոքր անկյուններում 
եթե p-ն արտահայտված է աղեղային վայրկյաններով: Այնուհետեւ, վերցնելով a = 1 ա. Այսինքն, մենք ստանում ենք.
Հեռավորությունը մոտակա աստղից α Centauri D=206,265"՝ 0,75" = 270,000 AU: ե. Լույսն այս տարածությունը անցնում է 4 տարում, մինչդեռ Արեգակից Երկիր՝ ընդամենը 8 րոպե, իսկ Լուսնից՝ մոտ 1 վրկ։
Տարվա ընթացքում լույսի անցած հեռավորությունը կոչվում է լուսային տարի. Այս միավորը օգտագործվում է պարսեկի հետ միասին հեռավորությունը չափելու համար:
Պարսեկը այն հեռավորությունն է, որից 1 դյույմ անկյան տակ տեսանելի է Երկրի ուղեծրի կիսահիմնական առանցքը՝ ուղղահայաց դեպի տեսադաշտը:
Հեռավորությունը պարսեկներով հավասար է աղեղ վայրկյաններով արտահայտված տարեկան պարալաքսի փոխադարձին:Օրինակ, α Centauri աստղից հեռավորությունը 0,75" (3/4") է կամ 4/3 հատ:
1 պարսեկ = 3,26 լուսային տարի = 206,265 AU: ե = 3*10 13 կմ.
Ներկայումս տարեկան պարալաքսի չափումը աստղերից հեռավորությունները որոշելու հիմնական մեթոդն է։ Շատ աստղերի համար արդեն չափվել են պարալաքսները:
Տարեկան պարալաքսը չափելով՝ կարելի է հուսալիորեն որոշել հեռավորությունը մինչև 100 հատ կամ 300 լուսատարի հեռավորությունը:
Ինչու՞ հնարավոր չէ ճշգրիտ չափել ավելի հեռավոր աստղերի տարեկան պարալաքսը:
Ավելի հեռավոր աստղերի հեռավորությունը ներկայումս որոշվում է այլ մեթոդներով (տես §25.1):
2. Տեսանելի և բացարձակ մեծություն
Աստղերի պայծառություն. Այն բանից հետո, երբ աստղագետները կարողացան որոշել աստղերից հեռավորությունները, պարզվեց, որ աստղերը ակնհայտ պայծառությամբ տարբերվում են ոչ միայն նրանց միջև հեռավորության տարբերության պատճառով, այլև նրանց միջև եղած տարբերության պատճառով: պայծառություն.
L աստղի պայծառությունը արձակված լույսի էներգիայի հզորությունն է՝ համեմատած Արեգակի արձակած լույսի ուժի հետ։
Եթե երկու աստղերն ունեն նույն պայծառությունը, ապա մեզնից ավելի հեռու գտնվող աստղը ավելի ցածր տեսանելի պայծառություն ունի: Դուք կարող եք համեմատել աստղերը ըստ պայծառության միայն այն դեպքում, եթե հաշվարկեք նրանց ակնհայտ պայծառությունը (աստղային մեծությունը) նույն ստանդարտ հեռավորության համար: Այս հեռավորությունը աստղագիտության մեջ համարվում է 10 հատ։
Տեսանելի մեծությունը, որը կունենար աստղը, եթե այն լիներ մեզանից ստանդարտ հեռավորության վրա D 0 = 10 pc, կոչվում է բացարձակ մեծություն M:
Դիտարկենք քանակական կապը աստղի տեսանելի և բացարձակ մեծությունների միջև D հայտնի հեռավորության վրա նրանից (կամ նրա պարալաքսի p): Նախ հիշենք, որ 5 մեծության տարբերությունը համապատասխանում է ուղիղ 100 անգամ պայծառության տարբերությանը։ Հետևաբար, երկու աղբյուրների ակնհայտ մեծությունների տարբերությունը հավասար է միասնության, երբ դրանցից մեկը ճիշտ մեկ գործոնով ավելի պայծառ է, քան մյուսը (այս արժեքը մոտավորապես հավասար է 2,512-ի): Որքան պայծառ է աղբյուրը, այնքան փոքր է համարվում նրա ակնհայտ մեծությունը: Ընդհանուր դեպքում, I 1:I 2 ցանկացած երկու աստղերի տեսանելի պայծառության հարաբերակցությունը կապված է նրանց տեսանելի մեծությունների m 1 և m 2 տարբերության հետ պարզ հարաբերակցությամբ.
Թող m լինի D հեռավորության վրա գտնվող աստղի տեսանելի մեծությունը: Եթե այն դիտարկվեր D 0 = 10 pc հեռավորությունից, ապա նրա տեսանելի մեծությունը m 0, ըստ սահմանման, հավասար կլիներ M բացարձակ մեծությանը: Ապա նրա ակնհայտ պայծառությունը: կփոխվի ըստ
Միևնույն ժամանակ, հայտնի է, որ աստղի ակնհայտ պայծառությունը հակադարձորեն տարբերվում է նրանից հեռավորության քառակուսու հետ: Ահա թե ինչու
(2)
Հետևաբար,
(3)
Հաշվի առնելով այս արտահայտության լոգարիթմը՝ մենք գտնում ենք.
(4)
որտեղ p-ն արտահայտվում է աղեղային վայրկյաններով:
Այս բանաձևերը տալիս են M-ի բացարձակ մեծությունն ըստ հայտնիի ակնհայտ մեծությունմ աստղից D իրական հեռավորության վրա: Մեր Արևը 10 հատ հեռավորությունից մոտավորապես նման կլինի 5-րդ տեսանելի մեծության աստղի, այսինքն M ≈5 Արեգակի համար:
Իմանալով ցանկացած աստղի բացարձակ M մեծությունը, հեշտ է հաշվարկել նրա պայծառությունը L: Հաշվի առնելով Արեգակի պայծառությունը L = 1, ըստ լուսավորության սահմանման մենք կարող ենք գրել, որ
M և L մեծությունները տարբեր միավորներով արտահայտում են աստղի ճառագայթման հզորությունը։
Աստղերի ուսումնասիրությունը ցույց է տալիս, որ նրանց պայծառությունը կարող է տարբերվել տասնյակ միլիարդավոր անգամներով: Աստղային մեծությամբ այս տարբերությունը հասնում է 26 միավորի։
Բացարձակ արժեքներՇատ բարձր պայծառության աստղերը բացասական են և հասնում են M = -9-ի: Նման աստղերը կոչվում են հսկաներ և գերհսկաներ: S Dorado աստղի ճառագայթումը 500.000 անգամ ավելի հզոր է, քան մեր Արեգակի ճառագայթումը, նրա պայծառությունը L=500.000 է, M=+17 (L=0.000013) ունեցող թզուկներն ունեն ճառագայթման ամենացածր հզորությունը։
Աստղերի պայծառության զգալի տարբերությունների պատճառները հասկանալու համար անհրաժեշտ է դիտարկել նրանց մյուս բնութագրերը, որոնք կարող են որոշվել ճառագայթային վերլուծության հիման վրա։
3. Աստղերի գույնը, սպեկտրը և ջերմաստիճանը
Ձեր դիտարկումների ընթացքում դուք նկատեցիք, որ աստղերն ունեն տարբեր գույներ, որոնք հստակ տեսանելի են դրանցից ամենապայծառում: Տաքացած մարմնի, այդ թվում՝ աստղի գույնը կախված է նրա ջերմաստիճանից։ Սա հնարավորություն է տալիս աստղերի ջերմաստիճանը որոշել էներգիայի բաշխմամբ նրանց շարունակական սպեկտրում։
Աստղերի գույնը և սպեկտրը կապված են դրանց ջերմաստիճանի հետ։ Համեմատաբար սառը աստղերում գերակշռում է ճառագայթումը սպեկտրի կարմիր հատվածում, ինչի պատճառով էլ նրանք ունեն կարմրավուն գույն։ Կարմիր աստղերի ջերմաստիճանը ցածր է։ Այն աճում է հաջորդաբար, երբ կարմիր աստղերից տեղափոխվում է նարնջագույն, այնուհետև՝ դեղին, դեղնավուն, սպիտակ և կապտավուն: Աստղերի սպեկտրները չափազանց բազմազան են։ Դրանք բաժանվում են դասերի՝ նշանակված լատինատառ տառերով և թվերով (տես ետ թռուցիկ): Սառը կարմիր դասի M աստղերի սպեկտրներումմոտ 3000 Կ ջերմաստիճանի դեպքում տեսանելի են ամենապարզ երկատոմային մոլեկուլների, առավել հաճախ՝ տիտանի օքսիդի կլանման շերտերը։ Մյուս կարմիր աստղերի սպեկտրներում գերակշռում են ածխածնի կամ ցիրկոնիումի օքսիդները։ Կարմիր աստղեր առաջին մեծության դասի M - Անտարես, Բեթելգեյզ.
Դեղին դասի G աստղերի սպեկտրներում, որն իր մեջ ներառում է Արևը (մակերևույթի վրա 6000 Կ ջերմաստիճանով), մետաղների բարակ գծերը գերակշռում են՝ երկաթ, կալցիում, նատրիում և այլն։ Արեգակի նման աստղը սպեկտրով, գույնով և ջերմաստիճանով պայծառ Կապելլան է Ավրիգա համաստեղության մեջ։ .
Ա դասի սպիտակ աստղերի սպեկտրներումԻնչպես Սիրիուսը, Վեգան և Դենեբը, ջրածնի գծերն ամենաուժեղն են: Իոնացված մետաղների շատ թույլ գծեր կան։ Նման աստղերի ջերմաստիճանը մոտ 10000 Կ է։
Ամենաշոգ, կապտավուն աստղերի սպեկտրներումմոտ 30000 Կ ջերմաստիճանով տեսանելի են չեզոք և իոնացված հելիումի գծեր։
Աստղերի մեծ մասի ջերմաստիճանը տատանվում է 3000-ից մինչև 30000 Կ: Մի քանի աստղերի ջերմաստիճանը մոտ 100000 Կ է:
Այսպիսով, աստղերի սպեկտրները շատ տարբեր են միմյանցից և դրանցից կարելի է որոշել աստղերի մթնոլորտի քիմիական բաղադրությունը և ջերմաստիճանը։ Սպեկտրների ուսումնասիրությունը ցույց է տվել, որ բոլոր աստղերի մթնոլորտում գերակշռում են ջրածինը և հելիումը։
Աստղային սպեկտրների տարբերությունները բացատրվում են ոչ այնքան դրանց բազմազանությամբ քիմիական կազմը, ջերմաստիճանի որքան տարբերություն և այլն ֆիզիկական պայմաններաստղային մթնոլորտներում: ժամը բարձր ջերմաստիճանմոլեկուլները բաժանվում են ատոմների. Էլ ավելի բարձր ջերմաստիճանի դեպքում ոչ այնքան ուժեղ ատոմները ոչնչացվում են, դրանք վերածվում են իոնների՝ կորցնելով էլեկտրոններ։ Շատ քիմիական տարրերի իոնացված ատոմները, ինչպես չեզոք ատոմները, էներգիա են արձակում և կլանում որոշակի ալիքի երկարություններում: Համեմատելով ատոմների և նույնի իոնների կլանման գծերի ինտենսիվությունը քիմիական տարրտեսականորեն որոշել դրանց հարաբերական քանակը. Դա ջերմաստիճանի ֆունկցիա է։ Այսպիսով, նրանց մթնոլորտի ջերմաստիճանը կարելի է որոշել աստղերի սպեկտրների մութ գծերից։
Միևնույն ջերմաստիճանի և գույնի, բայց տարբեր լուսավորության աստղերը, ընդհանուր առմամբ, ունեն նույն սպեկտրները, սակայն տարբերությունները կարելի է տեսնել որոշ գծերի հարաբերական ինտենսիվության մեջ։ Դա տեղի է ունենում, քանի որ նույն ջերմաստիճանում ճնշումը նրանց մթնոլորտում տարբեր է: Օրինակ, հսկա աստղերի մթնոլորտում ճնշումը ավելի քիչ է, և դրանք ավելի հազվադեպ են լինում: Եթե այս կախվածությունը արտահայտենք գրաֆիկորեն, ապա գծերի ինտենսիվությունից կարող ենք գտնել աստղի բացարձակ մեծությունը, այնուհետև (4) բանաձևով կարող ենք որոշել դեպի նրան հեռավորությունը։
Խնդրի լուծման օրինակ
Առաջադրանք. Որքա՞ն է ζ Scorpii աստղի պայծառությունը, եթե նրա տեսանելի մեծությունը 3 է, իսկ հեռավորությունը՝ 7500 լիտր: տարիներ?
Վարժություն 20
1. Քանի՞ անգամ է Սիրիուսն ավելի պայծառ, քան Ալդեբարան: Արևն ավելի պայծառ է, քան Սիրիուսը:
2. Մի աստղը 16 անգամ ավելի պայծառ է, քան մյուսը: Ո՞րն է նրանց մեծությունների տարբերությունը:
3. Վեգայի պարալաքսը 0,11 է։ Որքա՞ն ժամանակ է պահանջվում նրանից լույսը Երկիր հասնելու համար։
4. Քանի՞ տարի կպահանջվի 30 կմ/վ արագությամբ դեպի Լիրա համաստեղություն թռչելու համար, որպեսզի Վեգան կրկնակի մոտենա:
5. Քանի՞ անգամ է 3,4 մեծության աստղը թույլ Սիրիուսից, որի տեսանելի մեծությունը -1,6 է: Որո՞նք են այս աստղերի բացարձակ մեծությունները, եթե երկուսից հեռավորությունը 3 հատ է:
6. Անվանե՛ք IV հավելվածի աստղերից յուրաքանչյուրի գույնը՝ ըստ դրանց սպեկտրային տեսակի:
Proxima Centauri.
Ահա դասական հարցադրում. Հարցրեք ձեր ընկերներին. Ո՞րն է մեզ ամենամոտ:«Եվ հետո դիտեք դրանց ցուցակը մոտակա աստղերը. Միգուցե Սիրիուսը: Ալֆա այնտեղ ինչ-որ բան կա՞: Բեթելգեյզե՞ս: Պատասխանն ակնհայտ է. սա է. պլազմայի զանգվածային գնդիկ, որը գտնվում է Երկրից մոտավորապես 150 միլիոն կիլոմետր հեռավորության վրա: Պարզաբանենք հարցը. Ո՞ր աստղն է ամենամոտն Արեգակին?
Մոտակա աստղ
Հավանաբար լսել եք, որ երկնքի երրորդ ամենապայծառ աստղը գտնվում է մեզնից ընդամենը 4,37 լուսատարի հեռավորության վրա: Բայց Ալֆա Կենտավրոսոչ թե մեկ աստղ, այլ երեք աստղանի համակարգ: Նախ՝ կրկնակի աստղ (երկակի աստղ)՝ ընդհանուր ծանրության կենտրոնով և 80 տարի ուղեծրային ժամանակաշրջանով։ Alpha Centauri A-ն միայն մի փոքր ավելի զանգված է և պայծառ, քան Արեգակը, իսկ Alpha Centauri B-ն մի փոքր ավելի քիչ զանգված է, քան Արեգակը: Այս համակարգում կա նաև երրորդ բաղադրիչը՝ աղոտ կարմիր թզուկը: Proxima Centauri.
Proxima Centauri- սա է մեր Արեգակին ամենամոտ աստղը, գտնվում է ընդամենը 4,24 լուսատարի հեռավորության վրա։
Proxima Centauri.
Բազմակի աստղային համակարգ Ալֆա Կենտավրոսգտնվում է Կենտավրոս համաստեղությունում, որը տեսանելի է միայն հարավային կիսագնդում։ Ցավոք, եթե նույնիսկ տեսնեք այս համակարգը, չեք կարողանա տեսնել Proxima Centauri. Այս աստղն այնքան աղոտ է, որ այն տեսնելու համար ձեզ բավական հզոր աստղադիտակ է հարկավոր:
Եկեք պարզենք մասշտաբները, թե որքան հեռու Proxima Centauriմեզնից։ Մտածեք. շարժվում է գրեթե 60,000 կմ/ժ արագությամբ, որն ամենաարագն է: Այս ճանապարհը նա անցել է 2015 թվականին 9 տարում։ Ճանապարհորդել այնպիսի արագությամբ, որ հասնես Proxima Centauri, New Horizons-ին կպահանջվի 78000 լուսային տարի։
Proxima Centauri-ն ամենամոտ աստղն էավելի քան 32,000 լուսային տարի, և այն կպահպանի այս ռեկորդը ևս 33,000 տարի: Այն Արեգակին իր ամենամոտ մոտեցումը կանի մոտ 26700 տարում, երբ այս աստղից Երկիր հեռավորությունը կկազմի ընդամենը 3,11 լուսային տարի: 33000 տարի հետո մոտակա աստղը կլինի Ռոս 248.
Ինչ վերաբերում է հյուսիսային կիսագնդին:
Նրանց համար, ովքեր գտնվում են հյուսիսային կիսագնդում, ամենամոտ տեսանելի աստղն է Բարնարդի աստղը, մեկ այլ կարմիր թզուկ Օֆիուչուս համաստեղությունում։ Ցավոք, Պրոքսիմա Կենտավրիի պես, Բարնարդի աստղը չափազանց խամրած է անզեն աչքով տեսնելու համար:
Բարնարդի աստղը.
Մոտակա աստղ, որը դուք կարող եք տեսնել անզեն աչքով հյուսիսային կիսագնդում է Սիրիուս (Ալֆա Canis Major) . Սիրիուսը երկու անգամ մեծ է Արեգակից և հանդիսանում է ամենապայծառ աստղը երկնքում: Գտնվելով 8,6 լուսային տարի հեռավորության վրա՝ Մեծ Կանիս համաստեղությունում, այն ամենահայտնի աստղն է, որը հետապնդում է Օրիոնին ձմեռային գիշերային երկնքում:
Ինչպե՞ս են աստղագետները չափել աստղերի հեռավորությունը:
Նրանք օգտագործում են մեթոդ, որը կոչվում է. Եկեք մի փոքր փորձ անենք։ Մի ձեռքը երկար պահեք և ձեր մատը դրեք այնպես, որ ինչ-որ հեռավոր առարկա մոտակայքում լինի: Այժմ բացեք և փակեք յուրաքանչյուր աչք մեկ առ մեկ: Նկատեք, թե ինչպես է ձեր մատը ցատկում ետ ու առաջ, երբ նայում եք տարբեր աչքերով. Սա պարալաքսի մեթոդն է:
Պարալաքս.
Աստղերի հեռավորությունը չափելու համար կարող եք չափել աստղի անկյունը այն դեպքում, երբ Երկիրը գտնվում է ուղեծրի մի կողմում, ասենք ամռանը, ապա 6 ամիս հետո, երբ Երկիրը շարժվի դեպի ուղեծրի հակառակ կողմը, և այնուհետև չափեք աստղի անկյունը, որի համեմատ որոշ հեռավոր օբյեկտներ: Եթե աստղը մոտ է մեզ, ապա այս անկյունը կարելի է չափել և հաշվարկել հեռավորությունը։
Դուք կարող եք իրականում չափել հեռավորությունը այս կերպ մոտակա աստղերը, բայց այս մեթոդը գործում է միայն մինչև 100000 լուսային տարի:
20 մոտակա աստղերը
Ահա 20 ամենամոտների ցանկը աստղային համակարգերև նրանց հեռավորությունը լուսային տարիներով: Նրանցից ոմանք ունեն բազմաթիվ աստղեր, բայց նրանք նույն համակարգի մաս են կազմում:
| Աստղ | Հեռավորությունը, Սբ. տարիներ |
| Ալֆա Կենտավրոս | 4,2 |
| Բարնարդի աստղը | 5,9 |
| Wolf 359 (Wolf 359; CN Lev) | 7,8 |
| Lalande 21185 (Lalande 21185) | 8,3 |
| Սիրիուս | 8,6 |
| Լույս 726-8 | 8,7 |
| Ռոս 154 | 9,7 |
| Ռոս 248 | 10,3 |
| Էպսիլոն Էրիդանի | 10,5 |
| Lacaille 9352 | 10,7 |
| Ռոս 128 | 10,9 |
| EZ Aquarii (EZ Aquarii) | 11,3 |
| Պրոցյոն | 11,4 |
| 61 Cygni | 11,4 |
| Struve 2398 (Struve 2398) | 11,5 |
| Գրումբրիջ 34 | 11,6 |
| Էպսիլոն հնդկական | 11,8 |
| DX Cancri | 11,8 |
| Տաու Ցետի | 11,9 |
| GJ 106 | 11,9 |
NASA-ի տվյալներով՝ Արեգակից 17 լուսատարի շառավղով 45 աստղ կա։ Կան ավելի քան 200 միլիարդ աստղեր: Ոմանք այնքան թույլ են, որ գրեթե չեն հայտնաբերվում: Միգուցե նոր տեխնոլոգիաների շնորհիվ գիտնականները մեզ ավելի մոտ աստղեր գտնեն։
Ձեր կարդացած հոդվածի վերնագիրը «Արևին ամենամոտ աստղը».
