Kecerahan dan magnitudo bintang. Magnitudo bintang Matahari dan Bulan

Besarnya

© Pengetahuan adalah kekuatan

Ptolemy dan Almagest

Upaya pertama untuk membuat katalog bintang-bintang, berdasarkan prinsip tingkat luminositasnya, dilakukan oleh astronom Hellenic Hipparchus dari Nicea pada abad ke-2 SM. Di antara banyak karyanya (sayangnya, hampir semuanya hilang) muncul dan "Katalog Bintang", berisi deskripsi 850 bintang yang diklasifikasikan berdasarkan koordinat dan luminositas. Data yang dikumpulkan oleh Hipparchus, dan dia, di samping itu, menemukan fenomena presesi, dikerjakan dan dikembangkan lebih lanjut berkat Claudius Ptolemy dari Alexandria (Mesir) pada abad ke-2 SM. IKLAN Dia menciptakan karya fundamental "Almagest" dalam tiga belas buku. Ptolemy mengumpulkan semua pengetahuan astronomi pada waktu itu, mengklasifikasikannya dan menyajikannya dalam bentuk yang dapat diakses dan dimengerti. Almagest juga menyertakan Katalog Bintang. Itu didasarkan pada pengamatan Hipparchus yang dilakukan empat abad yang lalu. Tapi Katalog Bintang Ptolemy sudah berisi sekitar seribu bintang lagi.

Katalog Ptolemy digunakan hampir di mana-mana selama satu milenium. Dia membagi bintang-bintang menjadi enam kelas sesuai dengan tingkat luminositas: yang paling terang ditugaskan ke kelas pertama, yang kurang terang - ke yang kedua, dan seterusnya. Kelas keenam termasuk bintang yang hampir tidak terlihat dengan mata telanjang. Istilah "kekuatan pancaran benda langit", atau "besar", masih digunakan untuk menentukan ukuran kecerahan benda langit, tidak hanya bintang, tetapi juga nebula, galaksi, dan fenomena langit lainnya.

Kecemerlangan bintang dan magnitudo visual

Melihat langit berbintang, orang dapat melihat bahwa bintang-bintang berbeda dalam kecerahannya atau dalam kecemerlangannya yang tampak. Bintang paling terang disebut bintang dengan magnitudo pertama; bintang-bintang yang 2,5 kali lebih redup daripada bintang-bintang dengan magnitudo pertama dalam kecerahannya memiliki magnitudo ke-2. Bintang-bintang dengan magnitudo ke-3 termasuk di antaranya. yang lebih lemah dari bintang-bintang dengan magnitudo ke-2 sebesar 2,5 kali, dll. Bintang paling redup yang dapat diakses dengan mata telanjang diklasifikasikan sebagai bintang dengan magnitudo ke-6. Harus diingat bahwa nama "besar" tidak menunjukkan ukuran bintang, tetapi hanya kecemerlangan yang tampak.

Secara total, 20 bintang paling terang diamati di langit, yang biasanya dikatakan sebagai bintang dengan magnitudo pertama. Tetapi ini tidak berarti bahwa mereka memiliki kecerahan yang sama. Faktanya, beberapa di antaranya agak lebih terang dari magnitudo 1, yang lain agak redup, dan hanya satu dari mereka yang merupakan bintang dengan magnitudo 1 tepat. Situasi yang sama terjadi pada bintang-bintang dengan magnitudo ke-2, ke-3, dan seterusnya. Oleh karena itu, untuk lebih akurat menunjukkan kecerahan bintang tertentu, gunakan nilai pecahan. Jadi, misalnya, bintang-bintang yang, dalam kecerahannya, berada di tengah-tengah antara bintang-bintang dengan magnitudo 1 dan 2, dianggap termasuk dalam magnitudo 1,5. Ada bintang yang memiliki magnitudo 1,6; 2.3; 3.4; 5.5 dll. Beberapa bintang yang sangat terang terlihat di langit, yang dalam kecemerlangannya melebihi kecemerlangan bintang-bintang dengan magnitudo pertama. Untuk bintang-bintang ini, nol dan besaran negatif. Jadi, misalnya, bintang paling terang di belahan utara langit - Vega - memiliki magnitudo 0,03 (0,04), dan bintang paling terang - Sirius - memiliki magnitudo minus 1,47 (1,46), di belahan bumi selatan. bintang yang paling terang adalah kanopus(Canopus terletak di konstelasi Carinae. Dengan kecerahan semu minus 0,72, Canopus memiliki luminositas tertinggi dari bintang mana pun dalam radius 700 tahun cahaya Matahari. Sebagai perbandingan, Sirius hanya 22 kali lebih terang dari Matahari kita, tetapi itu jauh lebih dekat dengan kita daripada Canopus. Untuk begitu banyak bintang di antara tetangga terdekat Matahari, Canopus adalah bintang paling terang di langit mereka.)

Magnitudo bintang dalam sains modern

Di pertengahan abad XIX. astronom Inggris Norman Pogson meningkatkan metode klasifikasi bintang menurut prinsip luminositas, yang telah ada sejak zaman Hipparchus dan Ptolemy. Pogson memperhitungkan bahwa perbedaan luminositas antara kedua kelas adalah 2,5 (misalnya, intensitas pancaran bintang kelas ketiga 2,5 kali lebih besar daripada bintang kelas keempat). Pogson memperkenalkan skala baru, yang menurutnya perbedaan antara bintang-bintang kelas pertama dan keenam adalah 100 banding 1 (Perbedaan 5 magnitudo sesuai dengan perubahan kecerahan bintang sebanyak 100 kali). Dengan demikian, selisih luminositas antar tiap kelas bukan 2,5, melainkan 2,512 banding 1.

Sistem yang dikembangkan oleh astronom Inggris memungkinkan untuk menjaga skala yang ada (dibagi menjadi enam kelas), tetapi memberikan akurasi matematis yang maksimal. Pertama, Bintang Kutub dipilih sebagai titik nol untuk sistem magnitudo bintang, magnitudonya sesuai dengan sistem Ptolemy ditentukan pada 2.12. Kemudian, ketika menjadi jelas bahwa Bintang Utara adalah variabel, bintang-bintang dengan karakteristik konstan secara kondisional ditugaskan untuk peran titik nol. Seiring dengan kemajuan teknologi dan peralatan, para ilmuwan dapat menentukan magnitudo bintang dengan akurasi yang lebih tinggi: hingga sepersepuluh, dan kemudian hingga seperseratus unit.

Hubungan antara magnitudo bintang yang tampak dinyatakan dengan rumus Pogson: m 2 -m 1 =-2.5log(E 2 /E 1) .

Jumlah n bintang dengan magnitudo visual lebih besar dari L

Besaran relatif dan absolut

Besarnya, diukur dengan menggunakan instrumen khusus yang dipasang di teleskop (fotometer), menunjukkan seberapa banyak cahaya dari bintang mencapai pengamat di Bumi. Cahaya mengatasi jarak dari bintang ke kita, dan, karenanya, semakin jauh bintang itu berada, semakin lemah kelihatannya. Dengan kata lain, fakta bahwa bintang berbeda dalam kecerahan belum memberikan informasi lengkap tentang bintang tersebut. Sebuah bintang yang sangat terang dapat memiliki luminositas tinggi, tetapi sangat jauh dan karena itu memiliki magnitudo yang sangat besar. Untuk membandingkan kecerahan bintang, terlepas dari jaraknya dari Bumi, konsep tersebut diperkenalkan "besarnya mutlak". Untuk menentukan magnitudo mutlak, Anda perlu mengetahui jarak ke bintang. Magnitudo mutlak M mencirikan kecerahan bintang pada jarak 10 parsec dari pengamat. (1 parsec = 3,26 tahun cahaya). Hubungan antara magnitudo mutlak M, magnitudo semu m dan jarak ke bintang R dalam parsec: M = m + 5 – 5 lg R.

Untuk bintang yang relatif dekat, jauh pada jarak yang tidak melebihi beberapa puluh parsec, jarak ditentukan oleh paralaks dengan cara yang telah dikenal selama dua ratus tahun. Pada saat yang sama, perpindahan sudut yang dapat diabaikan dari bintang-bintang diukur ketika mereka diamati dari berbagai titik orbit bumi, yaitu, pada waktu yang berbeda dalam setahun. Paralaks bahkan bintang terdekat kurang dari 1". Nama salah satu satuan dasar dalam astronomi, parsec, dikaitkan dengan konsep paralaks. Parsec adalah jarak ke bintang imajiner yang paralaks tahunannya 1".

Pengunjung yang terhormat!

Jika Anda mengangkat kepala pada malam yang cerah tanpa awan, Anda dapat melihat banyak bintang. Saking banyaknya, rasanya tidak mungkin dihitung sama sekali. Ternyata benda-benda langit yang terlihat oleh mata masih terhitung. Ada sekitar 6 ribu di antaranya, ini adalah jumlah total untuk belahan utara dan selatan planet kita. Idealnya, Anda dan saya, misalnya, di belahan bumi utara, seharusnya melihat sekitar setengah dari jumlah totalnya, yaitu sekitar 3 ribu bintang.

Segudang bintang musim dingin

Sayangnya, hampir tidak mungkin untuk mempertimbangkan semua bintang yang tersedia, karena ini akan membutuhkan kondisi dengan atmosfer yang sangat transparan dan tidak adanya sumber cahaya sama sekali. Bahkan jika Anda menemukan diri Anda di lapangan terbuka jauh dari cahaya kota pada malam musim dingin yang dalam. Mengapa di musim dingin? Ya, karena malam musim panas jauh lebih cerah! Hal ini disebabkan oleh fakta bahwa matahari tidak terbenam jauh di bawah cakrawala. Tetapi bahkan dalam kasus ini, tidak lebih dari 2,5-3 ribu bintang akan tersedia untuk mata kita. Kenapa begitu?

Masalahnya adalah pupil mata manusia, jika disajikan sebagai kumpulan sejumlah cahaya dari sumber yang berbeda. Dalam kasus kami, sumber cahaya adalah bintang. Berapa banyak kita melihatnya secara langsung tergantung pada diameter lensa perangkat optik. Secara alami, lensa kaca teropong atau teleskop memiliki diameter yang lebih besar dari pupil mata. Oleh karena itu, ia akan mengumpulkan lebih banyak cahaya. Akibatnya, dengan bantuan instrumen astronomi, Anda dapat melihat jumlah bintang yang jauh lebih banyak.

Langit berbintang melalui mata Hipparchus

Tentu saja, Anda telah memperhatikan bahwa bintang-bintang berbeda dalam kecerahan, atau, seperti yang dikatakan para astronom, dalam kecemerlangan yang nyata. Di masa lalu, orang-orang juga memperhatikan hal ini. Astronom Yunani kuno Hipparchus membagi semua benda langit yang terlihat menjadi magnitudo bintang yang memiliki kelas VI. Yang paling cerdas dari mereka "mendapatkan" I, dan dia menggambarkan yang paling tidak ekspresif sebagai bintang kategori VI. Sisanya dibagi menjadi kelas menengah.

Selanjutnya, ternyata besaran bintang yang berbeda memiliki semacam hubungan algoritmik satu sama lain. Dan distorsi kecerahan dalam jumlah yang sama dirasakan oleh mata kita sebagai penghilangan dengan jarak yang sama. Dengan demikian, diketahui bahwa pancaran bintang kategori I lebih terang dari bintang II sekitar 2,5 kali lipat.

Berapa kali bintang kelas II lebih terang dari III, dan benda langit III, masing-masing, adalah IV. Akibatnya, perbedaan antara pancaran bintang dengan magnitudo I dan VI berbeda 100 kali. Dengan demikian, benda-benda langit dari kategori VII berada di luar ambang batas penglihatan manusia. Penting untuk diketahui bahwa magnitudo bukanlah ukuran bintang, tetapi kecemerlangan yang tampak.

Apa itu magnitudo bintang mutlak?

Magnitudo bintang tidak hanya terlihat, tetapi juga mutlak. Istilah ini digunakan ketika perlu membandingkan dua bintang satu sama lain berdasarkan luminositasnya. Untuk melakukan ini, setiap bintang mengacu pada jarak standar konvensional 10 parsec. Dengan kata lain, ini adalah besarnya benda bintang yang akan dimiliki jika berada pada jarak 10 PC dari pengamat.

Misalnya, magnitudo matahari kita adalah -26,7. Tetapi dari jarak 10 PC, bintang kita akan menjadi objek berkekuatan lima yang nyaris tidak terlihat oleh mata. Ini mengikuti dari ini: semakin tinggi luminositas benda langit, atau, seperti yang mereka katakan, energi yang dipancarkan bintang per satuan waktu, semakin besar kemungkinan besarnya absolut objek akan mengambil nilai negatif. Dan sebaliknya: semakin rendah luminositas, semakin tinggi nilai positif objek tersebut.

Bintang paling terang

Semua bintang memiliki kecemerlangan yang berbeda. Beberapa sedikit lebih terang dari magnitudo pertama, yang terakhir jauh lebih lemah. Mengingat hal ini, nilai pecahan diperkenalkan. Misalnya, jika magnitudo bintang yang tampak dalam kecemerlangannya berada di antara kategori I dan II, maka ia dianggap sebagai bintang kelas 1,5. Ada juga bintang dengan magnitudo 2.3...4.7...dst. Misalnya, Procyon, yang merupakan bagian dari konstelasi khatulistiwa Canis Minor, paling baik terlihat di seluruh Rusia pada bulan Januari atau Februari. Kecemerlangannya adalah 0,4.

Patut dicatat bahwa besaran I adalah kelipatan 0. Hanya satu bintang yang hampir sama persis dengannya - ini adalah Vega, bintang paling terang di Kecerahannya sekitar 0,03 magnitudo. Namun, ada tokoh-tokoh yang lebih terang dari itu, tetapi besarnya negatif. Misalnya Sirius, yang bisa diamati di dua belahan sekaligus. Luminositasnya adalah -1,5 magnitudo.

Magnitudo bintang negatif ditetapkan tidak hanya untuk bintang, tetapi juga untuk benda langit lainnya: Matahari, Bulan, beberapa planet, komet, dan stasiun ruang angkasa. Namun, ada bintang yang dapat mengubah kecerahannya. Di antara mereka ada banyak bintang yang berdenyut dengan amplitudo kecerahan yang bervariasi, tetapi ada juga di mana beberapa pulsa dapat diamati secara bersamaan.

Pengukuran besaran bintang

Dalam astronomi, hampir semua jarak diukur dengan skala magnitudo geometris. Metode pengukuran fotometrik digunakan untuk jarak jauh, dan juga jika Anda perlu membandingkan luminositas suatu objek dengan kecerahan yang tampak. Pada dasarnya, jarak ke bintang-bintang terdekat ditentukan oleh paralaks tahunannya - semi-sumbu utama elips. Satelit luar angkasa yang diluncurkan di masa depan akan meningkatkan akurasi visual gambar setidaknya beberapa kali. Sayangnya, metode lain masih digunakan untuk jarak lebih dari 50-100 PC.

Jika Anda melihat langit berbintang, Anda akan segera melihat bahwa bintang-bintang sangat berbeda dalam kecerahannya - beberapa bersinar sangat terang, mudah terlihat, yang lain sulit dibedakan dengan mata telanjang.

Bahkan astronom kuno Hipparchus mengusulkan untuk membedakan kecerahan bintang. Bintang-bintang dibagi menjadi enam kelompok: yang paling terang termasuk yang pertama - ini adalah bintang dengan magnitudo pertama (disingkat 1m, dari bahasa Latin magnitudo - magnitudo), bintang yang lebih lemah - hingga magnitudo kedua (2m) dan seterusnya hingga kelompok keenam - hampir tidak terlihat oleh bintang mata telanjang. Besarnya mencirikan kecemerlangan bintang, yaitu iluminasi yang diciptakan bintang di bumi. Kecerahan bintang 1m adalah 100 kali lebih besar dari bintang 6m.

Awalnya, kecerahan bintang ditentukan secara tidak akurat, dengan mata; kemudian, dengan munculnya instrumen optik baru, luminositas mulai ditentukan lebih akurat dan bintang yang kurang terang dengan magnitudo lebih besar dari 6. (Teleskop Rusia paling kuat - reflektor 6 meter - memungkinkan Anda untuk mengamati bintang di atas sampai magnitudo 24.)

Dengan peningkatan akurasi pengukuran, munculnya fotometer fotolistrik, akurasi pengukuran kecerahan bintang meningkat. Besaran bintang mulai dilambangkan dengan bilangan pecahan. Bintang-bintang paling terang, serta planet-planet, memiliki magnitudo nol atau bahkan negatif. Misalnya, Bulan Purnama Bulan memiliki magnitudo -12,5, sedangkan Matahari memiliki magnitudo -26,7.

Pada tahun 1850, astronom Inggris N. Posson menurunkan rumus:

E1/E2=(5v100)m3-m1?2.512m2-m1

di mana E1 dan E2 adalah iluminasi yang diciptakan oleh bintang-bintang di Bumi, dan m1 dan m2 adalah magnitudonya. Dengan kata lain, bintang dengan magnitudo pertama 2,5 kali lebih terang dari bintang magnitudo kedua dan 2,52=6,25 kali lebih terang dari bintang magnitudo ketiga.

Namun, nilai magnitudo saja tidak cukup untuk mencirikan luminositas suatu benda, untuk itu perlu diketahui jarak ke bintang.

Jarak ke suatu objek dapat ditentukan tanpa mencapainya secara fisik. Penting untuk mengukur arah ke objek ini dari dua ujung segmen yang diketahui (basis), dan kemudian menghitung dimensi segitiga yang dibentuk oleh ujung segmen dan objek yang jauh. Metode ini disebut triangulasi.

Semakin besar basisnya, semakin akurat hasil pengukurannya. Jarak ke bintang-bintang begitu besar sehingga panjang dasarnya harus melebihi dimensi bola dunia, jika tidak kesalahan pengukuran akan besar. Untungnya, pengamat, bersama-sama dengan planet, melakukan perjalanan mengelilingi Matahari sepanjang tahun, dan jika dia melakukan dua pengamatan terhadap bintang yang sama dengan selang waktu beberapa bulan, ternyata dia mempertimbangkannya dari titik orbit bumi yang berbeda. - dan ini sudah menjadi dasar yang layak. Arah bintang akan berubah: ia akan sedikit bergeser dengan latar belakang bintang yang lebih jauh. Perpindahan ini disebut paralaks, dan sudut pergeseran bintang pada bola angkasa disebut paralaks. Paralaks tahunan bintang adalah sudut di mana jari-jari rata-rata orbit bumi terlihat darinya, tegak lurus terhadap arah bintang.

Nama salah satu satuan dasar jarak dalam astronomi, parsec, dikaitkan dengan konsep paralaks. Ini adalah jarak ke bintang imajiner yang paralaks tahunannya tepat 1"". Paralaks tahunan bintang mana pun terkait dengan jaraknya dengan rumus sederhana:

di mana r adalah jarak dalam parsec, P adalah paralaks tahunan dalam detik.

Sekarang metode paralaks telah menentukan jarak ke ribuan bintang.

Sekarang, dengan mengetahui jarak ke bintang, Anda dapat menentukan luminositasnya - jumlah energi yang sebenarnya dipancarkannya. Hal ini ditandai dengan besarnya mutlak.

Magnitudo mutlak (M) adalah magnitudo yang dimiliki sebuah bintang pada jarak 10 parsec (32,6 tahun cahaya) dari pengamat. Mengetahui magnitudo bintang yang tampak dan jarak ke bintang, Anda dapat menemukan magnitudo bintang absolutnya:

M=m + 5 - 5 * log(r)

Proxima Centauri, bintang terdekat dengan Matahari, adalah bintang katai merah kecil yang redup dengan magnitudo tampak m=-11,3 dan magnitudo absolut M=+15.7. Terlepas dari kedekatannya dengan Bumi, bintang seperti itu hanya dapat dilihat dengan teleskop yang kuat. Bintang yang lebih redup No. 359 menurut katalog Wolf: m = 13,5; M=16.6. Matahari kita bersinar lebih terang dari Wolf 359 sebanyak 50.000 kali. Bintang dGolden Fish (di belahan bumi selatan) hanya memiliki magnitudo tampak ke-8 dan tidak terlihat dengan mata telanjang, tetapi magnitudo absolutnya adalah M=-10,6; itu adalah satu juta kali lebih terang dari matahari. Jika berada pada jarak yang sama dari kita dengan Proxima Centauri, ia akan bersinar lebih terang daripada Bulan pada bulan purnama.

Untuk Matahari M=4.9. Pada jarak 10 parsec, matahari akan terlihat sebagai bintang yang redup, hampir tidak terlihat dengan mata telanjang.

(penerangan terlalu rendah), dan yang paling penting, secara historis kebetulan bahwa kecerahan bintang mulai diukur jauh sebelum pengenalan konsep iluminasi oleh fisikawan, menggunakan unit pengukuran di luar sistem - besarnya m* .

Meja. Ciri-ciri Fisik Matahari

cm/dtk2

4m.8

12.2. Besaran

Besaran diperkenalkan oleh Hipparchus pada abad ke-2 SM. Dia membagi bintang-bintang yang terlihat dengan mata telanjang menurut tingkat kecerahannya menjadi enam kelas - besaran bintang. Bintang-bintang paling terang milik kelas pertama - mereka memiliki magnitudo pertama, dan yang paling redup milik kelas keenam dan memiliki magnitudo keenam.

(notasi 1m dan 6m masing-masing). Jadi, penting untuk diingat bahwa semakin besar magnitudo, semakin redup bintangnya.

Hubungan antara iluminasi dan magnitudo ditetapkan pada abad ke-19 oleh Pogson, dan hal ini menentukan rasio iluminasi yang diciptakan oleh dua bintang melalui perbedaan magnitudonya:

Bintang Vega (Lyr) dipilih sebagai asal magnitudo. sepakat

Selain itu, magnitudo pecahan saat ini digunakan, dan bintang yang lebih terang daripada Vega memiliki magnitudo negatif. Misalnya Sirius ( CMa) memiliki magnitudo m = -1m .58.

Cukup jelas bahwa besarnya tidak memberi tahu kita apa pun tentang luminositas sebenarnya dari bintang tersebut. Bintang terang dengan magnitudo pertama mungkin merupakan bintang kerdil luminositas rendah di dekatnya, dan bintang redup dengan magnitudo keenam dapat berubah menjadi bintang super raksasa yang sangat jauh dengan luminositas luar biasa. Oleh karena itu, untuk mengkarakterisasi luminositas bintang, skala besaran mutlak M. Magnitudo mutlak adalah magnitudo yang dimiliki bintang jika jaraknya 10 pc. Hubungan antara magnitudo semu dan mutlak mudah ditemukan menggunakan hukum Pogson dan menyatakan jarak ke bintang dalam parsec:

Akhirnya kita mendapatkan:

Luminositas bintang dalam luminositas Matahari dengan mudah dinyatakan dalam magnitudo absolut Matahari:

12.3. Spektrum bintang. efek Doppler

Selain iluminasi integral (di atas semua panjang gelombang) E yang dipertimbangkan di atas,

didefinisikan sebagai jumlah energi yang datang dari bintang ke satuan luas tegak lurus per satuan waktu dalam interval satuan panjang gelombang (=erg/(cm

Bintang yang berbeda memiliki jumlah energi yang berbeda pada panjang gelombang yang berbeda, sehingga mereka mempertimbangkan distribusi energi pada panjang gelombang dan menyebutnya juga distribusi energi spektral atau hanya spektrum bintang. Tergantung pada suhu bintang, maksimum dalam distribusi spektral terjadi pada panjang gelombang yang berbeda. Semakin panas bintang, semakin pendek panjang gelombang untuk distribusi energi spektral maksimumnya. Oleh karena itu, bintang panas berwarna biru dan putih, dan bintang dingin berwarna kuning dan merah.

Banyak garis serapan gelap yang relatif sempit terlihat dalam spektrum bintang dengan latar belakang spektrum kontinu. Mereka terbentuk selama transisi antara tingkat energi berbagai atom dan ion di lapisan permukaan bintang. Setiap transisi ditandai dengan panjang gelombang yang terdefinisi dengan baik. Namun, di

dalam spektrum bintang yang diamati, panjang gelombang transisi ini tidak sesuai dengan laboratorium

Bumi. Karena pergerakan bintang, semua panjang gelombang yang diamati bergeser relatif terhadap nilai laboratoriumnya, karena efek Doppler. Jika sebuah bintang mendekati kita, garis-garis dalam spektrumnya bergeser ke wilayah spektrum biru, dan jika menjauh dari kita, maka ke merah. Nilai pergeseran z tergantung pada kecepatan bintang di sepanjang garis pandang v r :

Di sini c = 300.000 km/s adalah kecepatan cahaya dalam ruang hampa.

Jadi, dengan mempelajari pergeseran garis dalam spektrum bintang dan benda langit lainnya relatif terhadap posisi laboratoriumnya, kita dapat memperoleh informasi yang kaya tentang kecepatan radial bintang, tentang laju ekspansi selubung bintang (angin bintang, ledakan New dan Supernova), dan mempelajari bintang biner spektral.

12.4. Galaksi. Hukum Hubble

Pada awal abad ke-20, akhirnya terbukti bahwa selain sistem bintang kita, Galaksi (Bima Sakti), yang meliputi Matahari dan sekitar seratus miliar lebih bintang, ada sistem bintang lain - galaksi yang ratusan dan ribuan dari kami.

megaparsec (1 Mpc \u003d 106 pc) dan juga terdiri dari puluhan dan ratusan miliar bintang.

Pada tahun 1929, Edwin Hubble menemukan bahwa pola yang luar biasa diamati dalam spektrum galaksi: semakin jauh sebuah galaksi dari kita, semakin banyak garis merah yang bergeser dalam spektrumnya. Ini berarti bahwa semakin jauh sebuah galaksi dari kita, semakin cepat ia bergerak menjauh dari kita. Pola ini disebut hukum Hubble:

Nilai 50-100 km/(sec Mpc) disebut konstanta Hubble. Dengan menggunakan hukum ini, kita dapat, mengetahui pergeseran merah z , menentukan jarak ke galaksi di

Mpc.

Hukum Hubble berarti bahwa Alam Semesta kita (atau Metagalaxy) mengembang, dan jarak antar galaksi terus meningkat. Perlu diketahui bahwa hukum

Hubble tidak sepenuhnya akurat dan hanya berlaku pada kecepatan surut atau . Pada 0,1, koreksi relativistik harus diperhitungkan.

67. Tentukan luminositas bintang Altair (Aql), jika jaraknya d = 5 pc, dan magnitudo semu m = 0m .9.

Solusi: Pertama-tama, kita perlu mencari besaran absolut Altair: M =m +5-5 lg 5 = 2m .4. Kemudian, membandingkannya dengan magnitudo mutlak Matahari

, temukan luminositas Altair, yang dinyatakan dalam luminositas Matahari:

Atau dari mana

68. Sebuah bintang baru pada tahun 1901, yang berkobar di konstelasi Perseus, meningkatkan kecerahannya dari 12m menjadi 2m dalam dua hari. Berapa kali kecerahannya meningkat (penerangan yang diciptakannya)?

Solusi: Mari kita gunakan hukum Pogson lg (E 1 /E 2 ) = -0,4(m 1 -m 2 )= -0,4 (2-12)=4. Ini berarti kecerahan telah meningkat 104 kali.

69. Tentukan jari-jari bintang jika suhunya T eff = 13000 K dan luminositasnya ?

Solusi: Mari kita gunakan rumus (43) dan simpulkan bahwa

Mengganti nilai yang diketahui dan mengingat bahwa = 6000 K, kami menghitungnya .

70. (786) Berapakah magnitudo total bintang ganda Andromeda jika bintang tersebut

nilai komponennya adalah 2m .28 dan 5m .08?

Solusi: Saat memecahkan masalah semacam ini, harus diingat bahwa adalah mungkin untuk menjumlahkan iluminasi yang diciptakan oleh bintang yang berbeda, tetapi bukan besaran bintangnya.

Pertama-tama, mari kita cari rasio iluminasi yang diciptakan oleh komponen bintang lg E2 /E 1 = -0,4(5,08-2,28)=-1,12 atau E 2 /E 1 = 0,076. Besaran total komponen juga ditentukan dari hukum Pogson m -m 1 \u003d -2,5 lg ((E 1 + E 2 ) / E 1 ) \u003d -2,5 lg (1 + 0,076) atau m \u003d m 1 -

0,08=2m.20.

71. (760) Dalam spektrum bintang, garis kalsium c = 4227 ternyata mengalami pergeseran biru

akhir spektrum sebesar 0,7. Tentukan kecepatan gerak bintang di sepanjang garis pandang, dan apakah bintang itu bergerak menjauh atau mendekat?

Solusi: Karena garis digeser ke ujung biru spektrum, oleh karena itu, bintang mendekati kita, dan dari rumus (49) jelas bahwa

49,7 km/dtk

72. (756) Berapa banyak bintang? magnitudo ke-6 memiliki kecemerlangan yang sama dengan bintang magnitudo ke-1?

73. (755) Biarkan beberapa bintang berdenyut secara berkala pada suhu permukaan yang konstan. Berapa magnitudo bintang yang kecerahannya berubah jika jari-jari minimum bintang 2 kali lebih besar dari maksimum?

74. (1014) Jarak ke Sirius adalah 2,7 ps , tetapi karena gerakan timbal balik Matahari dan Sirius, ia berkurang dengan kecepatan 8 km / s. Dalam berapa tahun kecerahan Sirius akan berlipat ganda?

75. (759) Bintang-bintang dengan magnitudo ke-6 di langit utara 2000. Berapa kali iluminasi yang diciptakan oleh mereka lebih besar dari iluminasi yang diciptakan oleh Sirius m =-1m .6?

76. (764) Dalam spektrum Nova 1934 di Hercules, garis-garis gelap bergeser relatif terhadap posisi normal menuju ujung biru. Garis(=4341 ) digeser oleh

10.1. Berapakah laju pemuaian kulit bintang?

77. (1093) Bintang Ganda Hydra memiliki periode orbit 15,3 tahun, paralaks 0,02, dan ukuran sudut sumbu semi-mayor orbit 0,23. Tentukan dimensi linier dari sumbu semi-mayor dan jumlah massa komponen.

78. (788) Bintang Centaurus berlipat ganda, dan besarnya totalnya adalah 0m 0,06.

Besarnya komponen yang lebih terang adalah 0m .33. Berapa besar komponen yang kurang terang?

79. (1002) Berapa kali luminositas bintang Proxima Centauri, yang, kurang dari luminositas Matahari.

80. (1000) Hitung magnitudo mutlak Sirius, dengan mengetahui bahwa paralaksnya adalah 0".371, dan magnitudo semu m=-1m 0,58.