ефективно температурен диапазон, разстоянието до звездата - класификация и еволюцията на звездите
ефективно температура
Обикновено температурата на звездата реализира ефективна температура.
За да се определи последният е необходимо да се знае общия радиационен поток и радиуса на звездата. достатъчно точно, тези две стойности, както и поради това ефективната температура могат да се измерват само в няколко звезди. За друга звезда ефективни температури са косвени методи, основаващи се на изследване на спектрите им или цвят мащаб параметри с помощта на звездните ефективни температури.
Scale ефективно температура зависимост от цветови характеристики наречени звезда радиация, например клас или цвят индекс спектрален чрез ефективни температури (вж. Приложение 1).
По подобен начин, се въвежда цвят температура. Ако знаете, че температурната скала, се определя от наблюдения спектрален клас или индекса на цвета на звездата, температурата му е лесно да се намери. Температурният диапазон се определя емпирично с известна звезда, такива ефективни температури и за някои видове звезда теоретично.
Друга съществена характеристика на звездата - радиуса. Радиусите на звездата се променя в много широк диапазон. Има звезди от неговия размер не надвишава глобус (така наречените "бели джуджета"), има огромна "балони" вътре, които могат да се поберат свободно орбитата на Марс. Ние не случайно се нарича тези гигантски звезди "балони". От факта, че в неговите масови звезди са относително незначителен, от това следва, че много голям радиус на средната плътност на материала трябва да бъде незначително. Ако средната плътност на слънчевата материал е 1 410кг / м3, а след това като "балони", това може да бъде милиони пъти по-малко от тази на въздуха. В същото време, бели джуджета имат голям средна плътност, достигайки десетки и дори стотици милиони килограми на кубичен метър.
"Познаването на ефективни температура Т и яркостта L, може да се изчисли радиус R на звезда формулата: L = 4pR2sT въз основа на закона на радиация Stefan - Болцман (и - на Stefan)" [1].
Разстоянието до звездите
"Въпреки всички постижения в модерни технологии, за определяне на разстоянията до звездите все още е една от най-трудните проблеми в астрономията. Разстоянията до звездите са толкова големи, че те не са подходящи за оценка или км или дори астрономически единици (а. Е.). Астрономите използват такива единици разстояния като светлинна година, но по-парсека (NK, намаляване на двете втора думите паралакс) (година комуникация.) - разстоянието, от което радиуса на земната орбита, и равен на 1. . Е видими под ъгъл от 1 "(ARC секунди) 1 бр = 3 216 грама = St = 206,265 = AS; .. 3.1 * 10" км. За целите на галактически и извън- галактични използване астрономия още по-големи единици разстояния: kiloparsecs (PDA 1 бр = 1000) и Mpc (Mpc 1 = = I бр 000000) "[3].
Фотометричните метод за определяне на разстояния.
Осветяването генерирани от един и същ източник на светлина мощност са обратно пропорционално на квадратите на разстоянията до тях. Следователно, очевидно яркостта на същата светлина (т.е.. Д. осветеност в земята на единица площ, перпендикулярна на светлинните лъчи) може да бъде мярка за разстояние до тях. Експресионните осветеностите в величини (M - видно величина, М - абсолютната величина) води до следната основна формула фотометрични разстояния Rf на (PS):
При определяне е г от горепосочената грешка с формула
Определяне на разстоянието на относителните скорости. Индиректна мярка разстоянията до звездите са техните относителни скорости: като правило, колкото по-близо звездата, толкова повече тя се движи през небесната сфера. Определяне на разстоянието по този начин, разбира се можем, но този метод дава възможност да се "хване" близка звезда. Има и друг метод за определяне на разстоянието от скоростта, която е приложима за звездни купове. Тя се основава на факта, че всички звезди, принадлежащи към същия клъстер, се движат в една и съща посока на паралелни прави. Чрез измерване на радиалната скорост на звездите, с помощта на ефекта на Доплер, както и скоростта, с която звездите се движат по отношение на много далечен, който е традиционно фиксираните звезди, ние можем да се определи разстоянието до групата от интерес за нас.