Как измеряется расстояние до звезды и ее диаметр с помощью наземных инструментов? Обычно мы можем измерить угол между краями звезд. Но диаметр или расстояние необходимы для измерения другого параметра. Так как же ученые измеряют оба этих параметра?
Чтобы измерить размер и расстояние до звезд, вы используете набор инструментов, которые основаны друг на друге.
Для расстояния сначала есть параллакс. Ближайшие звезды имеют очевидный сдвиг в положении относительно далеких звезд или, предпочтительно, галактик, за 6 месяцев, которые требуются Земле, чтобы перейти от одной стороны Солнца к другой. Триангуляция дает расстояние.
Затем можно использовать таблицу яркости, основанную на типе звезды (спектре) или ее поведении (переменные цефеиды и RR Лиры, которые поразительно согласуются от звезды к звезде) для более далеких звезд. Переменные звезды можно увидеть даже в ближайших галактиках, а их яркость дает хорошее представление о расстоянии до них.
Зная расстояние от звездной яркости, вы сможете перейти к использованию красного смещения. Вы можете увидеть небольшое красное смещение в местных галактиках для калибровки в соответствии с текущим популярным значением постоянной Хаббла, и измерения оттуда используют красное смещение. Я думаю, что некоторая яркость квазаров используется для очень больших расстояний, но я не в курсе этого.
Что касается размера, такие звезды, как Солнце, могут использоваться в качестве эталона, а некоторые близлежащие звезды были измерены с помощью интерферометрических методов, разработанных (и впервые примененных) Майкельсоном. Радиоастрономия, использующая интерферометрию с длинной базой, дает очень хорошую информацию о размере, поскольку она зависит от длины когерентности и, следовательно, от размера источника. Уточнения и вариации этого метода позволили получить информацию о размерах звезд по всей HR-диаграмме звездной массы и яркости.
Работа астрофизиков по энергии, производимой в звездах, и их размеру по сравнению с массой по сравнению со спектром была выдающейся, и я здесь выше моих сил, но я думаю, что эти результаты в первую очередь используются сегодня при определении размера. По сути, вы можете дать кому-то спектры, и они могут сказать вам массу и размер звезды.
Когда мы получим массивы оптических телескопов в космосе, прямые измерения станут возможными на гораздо более удаленных объектах, чем были измерены до сих пор, и все это будет уточнено на порядок (или на несколько порядков, поскольку даже планеты вокруг звезд могут быть измерены). изображено). Обратите внимание, что под «прямым измерением» с помощью массивов я действительно подразумеваю оптические измерения чего-то, что после большого количества вычислений создает изображение.
Основным средством, с помощью которого мы получаем расстояния до звезд, является тригнометрический параллакс . Земля (или спутник на орбите вокруг Солнца) образует основание треугольника с далекой звездой в вершине, вращаясь вокруг Солнца. Это изменяет видимое положение на небе регулярным, периодическим образом, и это можно смоделировать, чтобы найти «высоту» треугольника и, следовательно, расстояние до звезды. Все другие методы оценки расстояний в основном основаны на калибровке с использованием расстояний до звезд, измеренных таким образом.
Поскольку «угол параллакса» становится меньше по мере удаления звезды, метод параллакса дает наиболее точные результаты для близких звезд. С появлением астрометрического спутника Gaia , который имеет и измеряет чрезвычайно точные положения для миллиарда звезд или около того, теперь доступны довольно точные параллаксы для порядка. звезд нашей Галактики. Эти расстояния можно использовать для калибровки множества вторичных эмпирических индикаторов расстояния (например, насколько яркой на самом деле является звезда с учетом ее спектрального класса, также известного как спектроскопический параллакс ; или отношения между абсолютной светимостью и периодами пульсации переменных цефеид или переменных RR Лиры ).
Измерение истинных радиусов звезд сложнее, чем измерение параллакса, и значительно меньше (на много порядков) звезд имеют прямые измерения своего радиуса. Почти все звезды находятся слишком далеко и слишком малы, чтобы их можно было рассматривать как точечные источники в отдельные телескопы (хотя есть несколько исключений в случае некоторых близких звезд-сверхгигантов). Вместо этого эта проблема решается с использованием трех основных методов.
Интерферометрия. Построив интерферометрический массив телескопов, разделенных базовой линией, которая намного больше, чем у этих телескопов, можно достичь углового разрешения на небе, эквивалентного диаметру телескопа, равного самой длинной базовой линии в массиве. Это способно «отобразить» или, по крайней мере, определить, насколько широка звезда в угловом выражении. Массив ЧАРА является хорошим примером интерферометра, который часто используется для измерения углового диаметра звезд. Если затем угловой диаметр можно объединить с известным расстоянием (от параллакса - см. выше), то можно рассчитать фактический диаметр / радиус звезды. Этот метод лучше всего работает либо для близких звезд, либо для звезд-гигантов, у которых угловые диаметры достаточно велики, чтобы получить точное измерение.
Затменно-двойные системы. Когда две звезды вращаются вокруг своего общего центра масс, тогда, если плоскость орбиты системы близка к краю, мы видим затмения в свете, исходящем от системы, когда одна звезда закрывает другую. Используя простую гравитационную механику и геометрию, можно определить отношение радиусов звезд к их расстоянию. Если затем можно измерить скорости, с которыми звезды вращаются вокруг друг друга, то это может определить их индивидуальные массы и расстояния, что приведет к полному определению параметров системы, потенциально с очень высокой точностью (см., например, Southworth 2020). В принципе, этот метод работает даже тогда, когда вы не знаете расстояния до звезд. К сожалению, его можно применить только к звездам в затменно-двойных системах, которые встречаются редко, и возможно, что двойная природа этих звезд, особенно когда расстояние сравнимо с их радиусами, означает, что их радиусы могут не отражать все звезды своего типа.
Покрытия. Когда светящаяся далекая звезда затмевается «жестким краем» в Солнечной системе (например, безвоздушным краем Луны или астероидом), тогда звезда не затмевается мгновенно, возникает дифракционная картина, образованная жестким краем. . Проекция этой дифракционной картины быстро перемещается по поверхности Земли и может быть обнаружена в телескоп в виде быстрых (10-100 Гц) колебаний света, получаемого от звезды по мере ее затмения. Однако, поскольку звезда имеет конечный размер, она ускользает из поля зрения за конечное время, и это изменяет дифракционную картину. Анализ этой дифракционной картины приводит к оценке углового диаметра звезды (например, Бенбоу и др., 2019 г.).). Затем угловой диаметр можно преобразовать в линейный диаметр, если расстояние известно через параллакс - см. выше. Чтобы применить этот метод, звезда должна быть достаточно яркой (или вам нужен большой телескоп), чтобы получить необходимую частоту дискретизации, и, конечно же, она должна быть скрыта чем-то в Солнечной системе.
Как только будут установлены прямые измерения радиуса репрезентативного набора звезд, можно попытаться откалибровать отношения между радиусом и светимостью или радиусом и поверхностной яркостью, возможно, как функцию температуры и состава звезды, и их можно использовать для оценки радиусы звезд, находящихся дальше или для которых недоступна прямая оценка радиуса (большинство звезд).
Qмеханик