На каком расстоянии самая близкая звезда к земле

Как измеряется расстояние до звезд и что такое световой год?

Расстояния между звездами настолько велики, что измерять их километрами или милями – занятие с бесконечными нолями. Привычную систему измерений применяют для обозначения расстояний в одной системе. К примеру называют, что минимальное расстояние от Земли до Марса – 55,76 миллионов километров. Со звездами всё сложнее, и здесь обычно используют понятия светового года и парсека.

Астрономическая единица – принятая в астрономии единица измерения объектов Солнечной системы и ближайших к ней объектов Вселенной. Астрономическая единица равна 149 598 100 км (+- ~750 км), что приблизительно равняется среднему расстоянию Земли от Солнца. Современные наблюдения зафиксировали постепенно увеличение значения на 15 см ежегодно, что объясняется, возможной потерей Солнцем массы, последствия солнечного ветра.

Световой год – расстояние, которое свет проходит за один год, в метрах это 9 460 730 472 580 800. На самом деле свет звезд, который мы видим в безоблачную ночь, шёл до нашей планеты многие столетия, а некоторые из них вообще больше не существуют.

Парсек, он же «параллакс угловой секунды» – это расстояние, с которого средний радиус орбиты Земли (перпендикулярный лучу зрения), виден под углом в одну секунду угловую. Если совсем просто, то парсек = 3,26 световым годам.

Интересно то, что в научно-популярной и фантастической литературе принято использовать понятие светового года, а парсеками обычно пользуются только в профессиональных трудах и исследованиях.

Ближайшая к нам звезда – это Альфа Центавра, которая находится от Земли на расстоянии в 4,37 световых лет. А вот до самой удалённой галактики (по состоянию на декабрь 2012 года) от Земли целых 13,3 миллиардов световых лет!. Получается, когда солнце этой самой галактики (известной под индексом UDFj-39546284) потухнет, человечество об этом узнает еще не скоро.

Расстояния в цифрах

  • Меркурий– ближайшая к Солнцу планета, среднее расстояние от Солнца 0,387 а. е (58 млн. км), а расстояние до Земли колеблется от 82 до 217 млн. км. Меркурий движется вокруг Солнца по сильно вытянутой эллиптической орбите, плоскость которой наклонена к плоскости эклиптики под углом 7°.
  • Венера– вторая по удаленности от Солнца планета, среднее расстояние от Солнца 0,72 а.е. (108,2 млн. км). Средний радиус планеты составляет 6051 км, масса – 4,9 на 10 в 24 степени кг (0,82 массы Земли), средняя плотность 5,24 г/см3.
  • Земля– третья от Солнца планета Солнечной системы, среднее расстояние от Солнца 1 а.е. (149,6 млн. км), средний радиус 6371,160 км (экваториальный 6378, 160 км, полярный 6356,777 км), масса – 6 на 10 в 24 степени кг.
  • Марс– четвертая планета от Солнца, среднее расстояние от Солнца составляет 1,5 а.е. (227,9 млн. км). Минимальное расстояние от Марса до Земли составляет 55,75 млн. км, максимальное – около 401 млн. км.
  • Юпитер– пятая по счету от Солнца, а также крупнейшая планета Солнечной системы, среднее расстояние от Солнца 5,2 а.е.(778 млн. км), экваториальный радиус равен 71,4 тыс. км, полярный – около 67 тысяч км, масса 1,9 на 10 в 27 степени кг (317,8 массы Земли), средняя скорость обращения вокруг Солнца – 13,06 км/с.
  • Сатурн– шестая планета от Солнца и вторая по размерам планета в Солнечной системе после Юпитера. Среднее расстояние Сатурна от Солнца 9,54 а.е. (1,427 млрд. км), средний экваториальный радиус около 60,3 тысяч км, полярный – около 54 тысяч км, масса 5,68 на 10 в 26 степени кг (95,1 массы Земли).
  • Уран– седьмая от Солнца планета Солнечной системы. Планета была открыта в 1781 году английским астрономом Уильямом Гершелем и названа в честь греческого бога неба Урана. Среднее расстояние от Солнца 19,18 а.е. (2871 млн. км), средний радиус 25560 км, масса 8,69 на 10 в 25 степени (14,54 массы Земли), средняя плотность – 1,27 г/см3.
  • Нептун– восьмая планета от Солнца и четвертая по размеру среди планет. Нептун открыт в Берлинской обсерватории 23 сентября 1846 года немецким астрономом Иоганном Галле на основании предсказаний, сделанных независимо математиком Джоном Адамсом в Англии и астрономом Урбеном Леверрье во Франции. Среднее расстояние планеты Нептун от Солнца 30,1 а.е. (4497 млн. км), средний радиус около 25 тысяч км, масса 1,02 на 10 в 26 степени кг (17,2 массы Земли), плотность 1,64 г/см3.
  • Плутоном– в честь древнеримского бога подземного царства. В тот момент предполагали, что его масса сравнима с массой Земли, но позже было установлено, что масса Плутона почти в 500 раз меньше земной, даже меньше массы Луны. Масса Плутона 1,2 на 10 в22 степени кг (0,22 массы Земли). Среднее расстояние Плутона от Солнца 39,44 а.е. (5,9 на 10 в12 степени км), радиус около 1,65 тысяч км.

История

Понятие звездной величины ввел древнегреческий астроном Гиппарх во II веке до нашей эры. Он распределил все доступные невооруженному глазу звезды на шесть величин: яркие он назвал звездами первой величины, найтьмяниши — шестой. Для промежуточных величин считалось, что, скажем, звезды третьей величины, столь же тусклее звезды второй, насколько они ярче звезды четвертой. Этот способ измерения блеска получил распространение благодаря «Альмагесту» — звездном каталога Клавдия Птолемея.

Такая классификационная шкала почти без изменений применялась до середины 19 века. Первым, кто отнесся к звездной величины как в количественной, а не качественной характеристики, был Фридрих Аргеландер. Именно он начал уверенно применять десятичные доли звездных величин.

1856 Норман Погсон формализовал шкалу звездных величин, установив, что звезда первой величины ровно в 100 раз ярче звезду шестой величины. Поскольку в соответствии с закон Вебера — Фехнера изменение освещенности в одинаковое количество раз воспринимается глазом как изменение на одинаковую величину, то разница в одну звездную величину соответствует изменению интенсивности света в ≈ 2,512 раз. Это иррациональное число, которое называют числом Погсон.

Итак, шкала звездных величин является логарифмической: разница звездных величин двух объектов определяется уравнением:

,

где:

, — Звездные величины объектов,
, — Освещенности, создаваемые ими.

Эта формула дает возможность определить лишь разницу звездных величин, но не сами величины. Чтобы с ее помощью построить абсолютную шкалу, необходимо задать нуль-пункт — освещенность, которой соответствует нулевая звездная величина (0 m). Сначала Погсон применял как эталон Полярную звезду, положив, что она имеет ровно второй величины. После того, как выяснилось, что Полярная является переменной звездой, шкалу начали привязывать к Веге (которой приписывали нулевую величину), а затем (когда в Веги тоже заподозрили изменчивость) нуль-пункт шкалы переопределили с помощью нескольких других звезд. Впрочем, для визуальных наблюдений Вега может служить эталоном нулевой звездной величины и дальше, поскольку ее звездная величина в видимом свете равен 0,03 m, что на глаз не отличается от нуля.

Современная шкала звездных величин не ограничивается шестью величинами или только видимым светом. Звездная величина очень ярких объектов является отрицательной. Например, Сириус, самая яркая звезда ночного неба, имеет видимую звездную величину -1,47 m. Современная техника позволяет также измерить блеск Луны и Солнца: полная Луна имеет видимую звездную величину -12,6 m, а Солнце -26,8 m. Орбитальный телескоп «Хаббл» может наблюдать звезды до 31,5 m в видимом диапазоне.

Видимая звездная величина

Гиппарх Никейский

Описанная выше характеристика, которую определил Гиппарх Никейский, впоследствии стала носить название «видимая» или «визуальная». Имеется в виду, что ее можно наблюдать как при помощи человеческих глаз в видимом диапазоне, так и с использованием различных инструментов вроде телескопа, включая ультрафиолетовый и инфракрасный диапазон. Звездная величина созвездия Большой Медведицы равна 2m. Однако мы знаем, что Вега с нулевым блеском (0m) не самая яркая звезда на небосводе (пятая по блеску, третья для наблюдателей с территории СНГ). Поэтому более яркие звезды могут иметь отрицательную звездную величину, к примеру, Сириус (-1.5m). Также сегодня известно, что среди небесных светил могут быть не только звезды, но и тела, отражающие свет звезд – планеты, кометы или астероиды. Звездная величина полной Луны составляет −12,7m.

Примечательные угловые расстояния

Самые интересные возможности программы расчета угловых расстояний между звездами раскрываются при ее применении к таким знаменитым астеризмам как Большой Ковш и Малый Ковш, W Кассиопеи, Большой квадрат и сезонные Треугольники.
Сначала для интереса определим угловой размер Большого Ковша: Внешний край его черпака обозначен звездой Дубхе (α Большой Медведицы, 1,81m) и на краю его ручки располагается  Бенетнаш (η Большой Медведицы, 1,85m), выбираем эти звезды из разворачивающего списка расчетного табло и получаем: 25,71092° или 25° 42′39″.
У Малого Ковша соответствующие края определяют Кохаб (β Малой Медведицы, 2,07m) и Полярная Звезда (α Малой Медведицы, 1,97m), угловое расстояние между ними 16,58° — по этой величине можно калибровать угловое расстояние от большого до указательного пальца.
Размер W Кассиопеи определяется расстоянием между звездами Каф (β Cas; 2,27m) и Сегин (ε Cas, 3,37m): 13,26°

Развеиваем мифы(нет в мире совершенства)

Большой квадрат — астеризм из звезд Альферац (α Андромеды, 2.06m) — Шеат (β Пегаса, 2.42m) — Маркаб (α Пегаса, 2.48m) — Альгениб (γ Пегаса, 2.84m) на самом деле совсем не квадрат:Альферац — Шеат:   14,20886°;   Шеат  —  Маркаб:          12,87202°;Альгениб — Маркаб: 16,51628°;   Альферац — Альгениб: 13,95490°.

На данный момент на сайте нет детального описания древнейшего астеризма Большой Квадрат, но иллюстрация с его довольно крупным изображением есть:

Рис. 2. Как найти созвездие Рыбы с помощью астеризма Большой Квадрат

Как видно из рисунка Большой Квадрат, на самом деле, по конфигурации наиболее близок к трапеции. Для представленных далее астеризмов сезонных Треугольников на сайте имеется хоть какое-то писание и иллюстрации, поэтому для желающих ознакомиться с этими звездными объектами расставлены ссылки на страницы с их изображениями.

Зимний треугольник: астеризм из звезд Бетельгейзе (α Ориона; 0,45m), Сириус (α Большого Пса, -1,45m) и Процион (α Малого Пса, 0,40m): Бетельгейзе — Сириус: 27,11047° ~ 27°;Сириус — Процион: 25,70019° ~ 26°; Процион — Бетельгейзе: 25,96219 ~ 26° — без одного градуса равносторонний треугольник!

Весенний треугольник: Арктур (α Волопаса, -0,04m), Спика (α Девы, 0,98m), Денебола (β Льва, 2,14m)Арктур — Спика: 32,78940°;Спика — Денебола: 35,06157°;Денебола — Арктур: 35,30957° — без нескольких угловых минут равнобедренный треугольник, хотя его все считают правильным. Наиболее древним вариантом Весеннего Треугольника считается треугольник, третьей вершиной которого вместо не очень яркой Денеболы является Регул (α Льва, 1,4m).

Летне-осенний треугольник: Вега (α Лиры, 0,03m), Денеб (α Лебедя, 1,25m) и Альтаир (α Орла, 0,77m).Вега — Денеб: 23,84870°;Денеб — Альтаир: 38,01195°;Альтаир — Вега: 34,19057° — просто треугольник из ярких звезд, с помощью которого можно легко найти созвездия Стрелец и Козерог.

P.S. На этой странице используется Бета версия программы расчета между двумя небесными объектами, об обнаруженных недочетах, а так же возможных пожеланиях просьба сообщить на форум сайта (окно для входа на форум находится в нижней части страницы).

1. Эфемеридами называются рассчитанные наперед угловые координаты небесных тел. если подходить к современному понятию строго, то ЭФЕМЕР́ИДЫ (астрономический термин), координаты небесных светил и др. переменные астрономические величины, вычисленные для ряда последовательных моментов времени и сведенные в таблицы.

2. Прямое восхождение и склонение — название координат во второй экваториальной системе отсчета.
Для определения положения светила s проводят через небесный экватор и Р (полюс мира)  большой круг, называемый часовым кругом, или кругом склонений. Дуга этого круга от экватора до светила есть первая координата — склонение светила d (δ). Склонение отсчитывается от экватора в обе стороны от 0° до 90°, причём для светил Южном полушария d (δ) принимается отрицательным.
…Восхождение светила a (α) —  дуга α1 небесного экватора (Рис.1), отсчитываемая от точки весеннего равноденствия в направлении, обратном вращению небесной сферы, до круга склонений данного светила. Она измеряет сферический угол между кругами склонений, проходящими через точку равноденствия и данное светило. Обычно ее выражается в часах, минутах и секундах времени и может иметь любое значение от 0ч до 24ч

3. Астеризм — группа звезд, образующая характерный рисунок и имеющая самостоятельное название. Астеризм может быть как частью созвездия, например, Трон, так и объединять несколько созвездий, например, Зимний Треугольник.

Большой российский энциклопедический словарь. 2012

Презентация на тему: » Определение расстояний до звёзд. Расстояния до звёзд определяются по методу параллакса. Он известен более 2 тысяч лет, а к звездам его стали применять.» — Транскрипт:

1

Определение расстояний до звёзд

2

Расстояния до звёзд определяются по методу параллакса. Он известен более 2 тысяч лет, а к звездам его стали применять 160 лет назад. При этом измеряют ничтожно малые угловые смещения звезд при и х наблюдении с разных точек земной орбиты, то есть в разное время года.

3

Так как расстояния до звёзд гораздо больше, чем расстояния до тел Солнечной системы, то в качестве базиса выбирают средний радиус земной орбиты a = 1 а.е. – годичный параллакс – угол, под которым со звезды был бы виден средний радиус земной орбиты, расположенный перпендикулярно направлению на звезду. – годичный параллакс – угол, под которым со звезды был бы виден средний радиус земной орбиты, расположенный перпендикулярно направлению на звезду.

4

1 парсек = 3,26 светового года = астрономических единиц = 3, км. Параллакс даже самых близких звёзд меньше 1″. С понятием параллакса связано название одной из основных единиц измерения расстояний в астрономии – парсек. Парсек – это расстояние до звезды, годичный параллакс которой равен 1″: Используют также: килопарсек – 1 кпк = 10 3 пк и мегапарсек – 1 Мпк = 10 6 пк. Кроме парсека применяют ещё одну единицу измерения – световой год –это расстояние, которое проходит свет за год: 1 св. г. = 9, км. Итак, в астрономии используют единицы измерения расстояний: 1 км, 1 а.е., 1 св. г., 1 пк

5

Метод параллакса является на данный момент наиболее точным способом определения расстояний до звезд, однако он не применим к звездам, отстоящим от нас на расстояние больше, чем 300 пк. При этом необходимо измерять слишком малые смещения положения звезд – меньше одной сотой доли секунды дуги! Спутник «Гиппарх» определял расстояния до звезд с высокой точностью.

6

Самые яркие звезды еще в древности назвали звездами первой звездной величины. Во II веке до нашей эры древнегреческий астроном Гиппарх составил каталог звезд, видимых невооруженным глазом. Он предложил разделить все видимые звезды на шесть классов. Самые яркие из них Гиппарх назвал звездами первой звездной величины 1 m, самые слабые звезды – звездами шестой звездной величины 6 m. При использовании телескопов применяют дробные, нулевые и даже отрицательные видимые звёздные величины. Например, для Солнца это – 26,8 m. Гиппарх

7

Невооруженным глазом на небе можно наблюдать менее звезд Невооруженным глазом на небе можно наблюдать менее звезд (вплоть до шестой звездной величины), с помощью телескопов – миллиарды миллиардов. В астрономии вместо выражения «освещенность от звезды» используют понятие блеск I. Млечный Путь в районе Южного Креста

8

Блеск в 5 m отличается в 100 раз, то есть x 5 =100. Прологарифмируем это уравнение: Значит, для двух звёзд с блеском I 1 и I 2 и звёздными величинами m 1 и m 2 существует зависимость:

9

Видимые звёздные величины m ничего не говорят о светимостях L звёзд, так как расстояния до звёзд различны. Абсолютная звездная величина М – это видимая звездная величина, которую имела бы звезда, если бы находилась на стандартном расстоянии r 0 = 10 пк. Связь абсолютной звездной величины М, видимой звездной величины m и расстояния до звезды r в парсеках: Из этой формулы можно найти расстояния до звезды r в парсеках:

10

Решим задачу: Экваториальные координаты яркой звезды = 18 ч 37 м, = Какая это звезда? Вычислите расстояние до неё в парсеках, если известно, что видимая и абсолютная звёздные величины соответственно равны 0,1 m и 0,5 m Экваториальные координаты яркой звезды = 18 ч 37 м, = Какая это звезда? Вычислите расстояние до неё в парсеках, если известно, что видимая и абсолютная звёздные величины соответственно равны 0,1 m и 0,5 m. С помощью Калькулятора Windows или электронных таблиц Excel вычислим r = 1092 пк 8,3 пк или св.лет. С помощью звёздной карты установим, что эта звезда – Л ЛЛ Лиры, то есть это звезда Вега. Для проверки результата посмотрим в справочную таблицу учебника X «Основные сведения о ярких звёздах, видимых в России»: результат совпадает.

Примечательные угловые расстояния

Самые интересные возможности программы расчета угловых расстояний между звездами раскрываются при ее применении к таким знаменитым астеризмам как Большой Ковш и Малый Ковш, W Кассиопеи, Большой квадрат и сезонные Треугольники.
Сначала для интереса определим угловой размер Большого Ковша: Внешний край его черпака обозначен звездой Дубхе (α Большой Медведицы, 1,81m) и на краю его ручки располагается  Бенетнаш (η Большой Медведицы, 1,85m), выбираем эти звезды из разворачивающего списка расчетного табло и получаем: 25,71092° или 25° 42′39″.
У Малого Ковша соответствующие края определяют Кохаб (β Малой Медведицы, 2,07m) и Полярная Звезда (α Малой Медведицы, 1,97m), угловое расстояние между ними 16,58° — по этой величине можно калибровать угловое расстояние от большого до указательного пальца.
Размер W Кассиопеи определяется расстоянием между звездами Каф (β Cas; 2,27m) и Сегин (ε Cas, 3,37m): 13,26°

Развеиваем мифы(нет в мире совершенства)

Большой квадрат — астеризм из звезд Альферац (α Андромеды, 2.06m) — Шеат (β Пегаса, 2.42m) — Маркаб (α Пегаса, 2.48m) — Альгениб (γ Пегаса, 2.84m) на самом деле совсем не квадрат:Альферац — Шеат:   14,20886°;   Шеат  —  Маркаб:          12,87202°;Альгениб — Маркаб: 16,51628°;   Альферац — Альгениб: 13,95490°.

На данный момент на сайте нет детального описания древнейшего астеризма Большой Квадрат, но иллюстрация с его довольно крупным изображением есть:

Рис. 2. Как найти созвездие Рыбы с помощью астеризма Большой Квадрат

Как видно из рисунка Большой Квадрат, на самом деле, по конфигурации наиболее близок к трапеции. Для представленных далее астеризмов сезонных Треугольников на сайте имеется хоть какое-то писание и иллюстрации, поэтому для желающих ознакомиться с этими звездными объектами расставлены ссылки на страницы с их изображениями.

Зимний треугольник: астеризм из звезд Бетельгейзе (α Ориона; 0,45m), Сириус (α Большого Пса, -1,45m) и Процион (α Малого Пса, 0,40m): Бетельгейзе — Сириус: 27,11047° ~ 27°;Сириус — Процион: 25,70019° ~ 26°; Процион — Бетельгейзе: 25,96219 ~ 26° — без одного градуса равносторонний треугольник!

Весенний треугольник: Арктур (α Волопаса, -0,04m), Спика (α Девы, 0,98m), Денебола (β Льва, 2,14m)Арктур — Спика: 32,78940°;Спика — Денебола: 35,06157°;Денебола — Арктур: 35,30957° — без нескольких угловых минут равнобедренный треугольник, хотя его все считают правильным. Наиболее древним вариантом Весеннего Треугольника считается треугольник, третьей вершиной которого вместо не очень яркой Денеболы является Регул (α Льва, 1,4m).

Летне-осенний треугольник: Вега (α Лиры, 0,03m), Денеб (α Лебедя, 1,25m) и Альтаир (α Орла, 0,77m).Вега — Денеб: 23,84870°;Денеб — Альтаир: 38,01195°;Альтаир — Вега: 34,19057° — просто треугольник из ярких звезд, с помощью которого можно легко найти созвездия Стрелец и Козерог.

P.S. На этой странице используется Бета версия программы расчета между двумя небесными объектами, об обнаруженных недочетах, а так же возможных пожеланиях просьба сообщить на форум сайта (окно для входа на форум находится в нижней части страницы).

1. Эфемеридами называются рассчитанные наперед угловые координаты небесных тел. если подходить к современному понятию строго, то ЭФЕМЕР́ИДЫ (астрономический термин), координаты небесных светил и др. переменные астрономические величины, вычисленные для ряда последовательных моментов времени и сведенные в таблицы.

2. Прямое восхождение и склонение — название координат во второй экваториальной системе отсчета.
Для определения положения светила s проводят через небесный экватор и Р (полюс мира)  большой круг, называемый часовым кругом, или кругом склонений. Дуга этого круга от экватора до светила есть первая координата — склонение светила d (δ). Склонение отсчитывается от экватора в обе стороны от 0° до 90°, причём для светил Южном полушария d (δ) принимается отрицательным.
…Восхождение светила a (α) —  дуга α1 небесного экватора (Рис.1), отсчитываемая от точки весеннего равноденствия в направлении, обратном вращению небесной сферы, до круга склонений данного светила. Она измеряет сферический угол между кругами склонений, проходящими через точку равноденствия и данное светило. Обычно ее выражается в часах, минутах и секундах времени и может иметь любое значение от 0ч до 24ч

3. Астеризм — группа звезд, образующая характерный рисунок и имеющая самостоятельное название. Астеризм может быть как частью созвездия, например, Трон, так и объединять несколько созвездий, например, Зимний Треугольник.

Большой российский энциклопедический словарь. 2012

Пример решения задач

Задача 1. Во сколько раз звезда 3,4 звездной величины выглядит слабее, чем Сириус, имеющий видимую звездную величину — 1.6? Чему равны абсолютные величины этих звезд, если расстояние до обеих составляет 3 пк?


Дано:

Решение:

m1=−1,6
m2=3,4
D=3пк

I1/I2=2,512m2−m1,
M=m + 5−5lgD

I1/I2=2,5123,4+1,6= 100;
M1=−1,6+5−5lg3 = 1;
M2=3,4+5−5lg3 = 6.

Найти:
I1/I2=?
M1=?
M2=?

Ответ: В 100 раз Сириус ярче. M1 = 1, M2 = 6.

Задача 2. Какова светимость звезды ζ Скорпиона, если ее видимая звездная величина 3, а расстояние до нее 7500 св. лет?


Дано:

Решение:

М=4,8
m = 3
D=7500 св.лет

L=2,512M−MM = m + 5−5lgD
1 пк = 3,26 св.лет

D пк = 2300 пк
M = 3+5−5lg2300 = −8,8;
L=2,5124,8−(−8,8;)≈3,3·105.

Найти:
L=?

Задача 3. У двойной звезды период обращения 100 лет. Большая полуось видимой
орбиты a = 2″, а параллакс π = 0.05″. Определите сумму масс и массы звезд в отдельности, если звезды отстоят от центра масс на расстояниях, относящихся как 1:4.


Дано:

Решение:

T = 100 лет
a = 2″
π = 0,05″
A2 / A1 = 1/4

Отсюда 5m1=6,4 массы Солнца.
m1≈1,3 массы Солнца, m2≈5,1 массы Солнца.

Найти:
(m1+m1)=?
m1=?
m1=?

Ответ: Сумма масс двойной звезды равна 6,4 массы Солнца; m1≈1,3; m2≈5,1.

Предыдущий раздел !Следующий раздел !


2005 Малинин В.В. — редактор версии для сайта СГГА
2005 ЦИТ СГГА — издатель

Абсолютная звездная величина и светимость

Для того чтобы была возможность сравнить истинную яркость космических тел, была разработана такая характеристика как абсолютная звездная величина. Согласно ней вычисляется значение видимой звездной величины объекта, если бы этот объект располагался на за 10 парсек (32,62 световых лет) от Земли. В таком случае отсутствуют зависимость от расстояния до наблюдателя при сравнении различных звезд.

Абсолютная звездная величина для космических объектов в Солнечной системе использует иное расстояние от тела к наблюдателю. А именно 1 астрономическую единицу, при этом, в теории, наблюдатель должен находиться в центре Солнца.

Более современной и полезной величиной в астрономии стала «светимость». Эта характеристика определяет полную энергию, которую излучает космическое тело за определенный отрезок времени. Для ее вычисления как раз и служит абсолютная звездная величина.

Спектральная зависимость

Как уже говорилось ранее, звездная величина может быть измерена для различных видов электромагнитного излучения, а потому имеет разные значения для каждого диапазона спектра. Для получения картинки какого-либо космического объекта астрономы могут использовать фотопластинки, которые более чувствительны к высокочастотной части видимого света, и на изображении звезды получаются голубыми. Такая звездная величина называется «фотографической», mPv. Чтобы получилось значение близкое к визуальному («фотовизуальное», mP), фотопластинку покрывают специальной ортохроматической эмульсией и используют желтый светофильтр.

Снимок Солнца через темный светофильтр

Учеными была составлена так называемая фотометрическая система диапазонов, благодаря которой можно определять основные характеристики космических тел, такие как: температура поверхности, степень отражения света (альбедо, не для звезд), степень межзвездного поглощения света и прочие. Для этого производится фотографирование светила в разных спектрах электромагнитного излучения и последующие сравнение результатов. Для фотографии наиболее популярны следующие фильтры: ультрафиолетовый, синий (фотографическая звездная величина) и желтый (близкий к фотовизуальному диапазону).

Фотография с запечатленными энергиями всех диапазонов электромагнитных волн определяет так называемую болометрическую звездную величину (mb). С ее помощью, зная расстояние и степень межзвездного поглощения, астрономы вычисляют светимость космического тела.

Звездные величины некоторых объектов

  • Солнце = −26,7m
  • Полная Луна = −12,7m
  • Вспышка Иридиума = −9,5 m. Iridium – это система из 66 спутников, которых движутся по орбите Земли и служат для передачи голоса и прочих данных. Периодически поверхность каждого из трех главных аппаратов отсвечивает солнечный свет в сторону Земли, создавая ярчайшую плавную вспышку на небосводе до 10 секунд.

Вспышка Иридиума

  • Ярчайший взрыв сверхновой, в 1054-м году, вследствие которого, как считается, образовалась Крабовидная туманность = −6,0 m. Если верить записям китайских и арабских астрономов, сверхновую можно было наблюдать целых 23 дня, даже в дневное время невооруженным глазом.
  • Венера во время максимума = −4,4 m
  • Земля, для наблюдателя на Солнце = −3,84 m
  • Марс во (макс.) = −3,0 m
  • Юпитер (макс.) = −2,8 m
  • МКС (макс.) = −2 m

Трасса Международной космической станции на фоне созвездия Большой Медведицы

  • α Центавра = −0,27 m
  • Вега = +0,03 m
  • Галактика Андромеды = +3,4 m
  • Тусклые звезды, которые еще может уловить человеческий глаз = +6 m — +7 m
  • Проксима Центавра = +11,1 m
  • Ярчайший квазар = +12,6 m
  • Объекты, улавливаемые наземными телескопами (8-миметровыми) = +27 m
  • Объекты, улавливаемые космическим телескопом Хаббл = +30 m 

Как измеряется расстояние до звезд и что такое световой год?

Расстояния между звездами настолько велики, что измерять их километрами или милями – занятие с бесконечными нолями. Привычную систему измерений применяют для обозначения расстояний в одной системе. К примеру называют, что минимальное расстояние от Земли до Марса – 55,76 миллионов километров. Со звездами всё сложнее, и здесь обычно используют понятия светового года и парсека.

Астрономическая единица – принятая в астрономии единица измерения объектов Солнечной системы и ближайших к ней объектов Вселенной. Астрономическая единица равна 149 598 100 км (+- ~750 км), что приблизительно равняется среднему расстоянию Земли от Солнца. Современные наблюдения зафиксировали постепенно увеличение значения на 15 см ежегодно, что объясняется, возможной потерей Солнцем массы, последствия солнечного ветра.

Световой год – расстояние, которое свет проходит за один год, в метрах это 9 460 730 472 580 800. На самом деле свет звезд, который мы видим в безоблачную ночь, шёл до нашей планеты многие столетия, а некоторые из них вообще больше не существуют.

Парсек, он же «параллакс угловой секунды» – это расстояние, с которого средний радиус орбиты Земли (перпендикулярный лучу зрения), виден под углом в одну секунду угловую. Если совсем просто, то парсек = 3,26 световым годам.

Интересно то, что в научно-популярной и фантастической литературе принято использовать понятие светового года, а парсеками обычно пользуются только в профессиональных трудах и исследованиях.

Ближайшая к нам звезда – это Альфа Центавра, которая находится от Земли на расстоянии в 4,37 световых лет. А вот до самой удалённой галактики (по состоянию на декабрь 2012 года) от Земли целых 13,3 миллиардов световых лет!. Получается, когда солнце этой самой галактики (известной под индексом UDFj-39546284) потухнет, человечество об этом узнает еще не скоро.

Расстояния в цифрах

  • Меркурий– ближайшая к Солнцу планета, среднее расстояние от Солнца 0,387 а. е (58 млн. км), а расстояние до Земли колеблется от 82 до 217 млн. км. Меркурий движется вокруг Солнца по сильно вытянутой эллиптической орбите, плоскость которой наклонена к плоскости эклиптики под углом 7°. 
  • Венера– вторая по удаленности от Солнца планета, среднее расстояние от Солнца 0,72 а.е. (108,2 млн. км). Средний радиус планеты составляет 6051 км, масса – 4,9 на 10 в 24 степени кг (0,82 массы Земли), средняя плотность 5,24 г/см3. 
  • Земля– третья от Солнца планета Солнечной системы, среднее расстояние от Солнца 1 а.е. (149,6 млн. км), средний радиус 6371,160 км (экваториальный 6378, 160 км, полярный 6356,777 км), масса – 6 на 10 в 24 степени кг. 
  • Марс– четвертая планета от Солнца, среднее расстояние от Солнца составляет 1,5 а.е. (227,9 млн. км). Минимальное расстояние от Марса до Земли составляет 55,75 млн. км, максимальное – около 401 млн. км. 
  • Юпитер– пятая по счету от Солнца, а также крупнейшая планета Солнечной системы, среднее расстояние от Солнца 5,2 а.е.(778 млн. км), экваториальный радиус равен 71,4 тыс. км, полярный – около 67 тысяч км, масса 1,9 на 10 в 27 степени кг (317,8 массы Земли), средняя скорость обращения вокруг Солнца – 13,06 км/с.
  • Сатурн– шестая планета от Солнца и вторая по размерам планета в Солнечной системе после Юпитера. Среднее расстояние Сатурна от Солнца 9,54 а.е. (1,427 млрд. км), средний экваториальный радиус около 60,3 тысяч км, полярный – около 54 тысяч км, масса 5,68 на 10 в 26 степени кг (95,1 массы Земли). 
  • Уран– седьмая от Солнца планета Солнечной системы. Планета была открыта в 1781 году английским астрономом Уильямом Гершелем и названа в честь греческого бога неба Урана. Среднее расстояние от Солнца 19,18 а.е. (2871 млн. км), средний радиус 25560 км, масса 8,69 на 10 в 25 степени (14,54 массы Земли), средняя плотность – 1,27 г/см3. 
  • Нептун– восьмая планета от Солнца и четвертая по размеру среди планет. Нептун открыт в Берлинской обсерватории 23 сентября 1846 года немецким астрономом Иоганном Галле на основании предсказаний, сделанных независимо математиком Джоном Адамсом в Англии и астрономом Урбеном Леверрье во Франции. Среднее расстояние планеты Нептун от Солнца 30,1 а.е. (4497 млн. км), средний радиус около 25 тысяч км, масса 1,02 на 10 в 26 степени кг (17,2 массы Земли), плотность 1,64 г/см3.
  • Плутоном– в честь древнеримского бога подземного царства. В тот момент предполагали, что его масса сравнима с массой Земли, но позже было установлено, что масса Плутона почти в 500 раз меньше земной, даже меньше массы Луны. Масса Плутона 1,2 на 10 в22 степени кг (0,22 массы Земли). Среднее расстояние Плутона от Солнца 39,44 а.е. (5,9 на 10 в12 степени км), радиус около 1,65 тысяч км.
Оцените статью
Рейтинг автора
5
Материал подготовил
Андрей Измаилов
Наш эксперт
Написано статей
116
Добавить комментарий