Wikipedia:Naudingi resursai/Praktinė astronomija

Straipsnis iš Vikipedijos, laisvosios enciklopedijos.

Praktinė astronomija - astronomijos skyrius.

Turinys

[taisyti] Atsumų matavimas astronomijoje

Vienas iš praktinės astronomijos uždavinių - atstumo iki stebimojo objekto įvertinimas.

Atstumai matuojami:

  • šviesmečiais (šm.) - tai atstumas, kurį šviesa nukeliauja per vienerius metus;
  • parsekais - tai atstumas, iš kurio žemės orbitos skersmuo matomes vienos sekundės dydžio kampu (> 3 šm.)

Kaip remintis tik stebima objekto šviesa įvertinti atstumą iki jo?

[taisyti] Ką praktikoje įmanoma pamatuoti?

  1. Žvaigždės paralaksą (tik artimiausioms žvaigždėms).
  2. Ryškumą.
  3. Spektrą:
    1. raudonos ir mėlynos spalvos sanytkį.
    2. emisijos ir absorbcijos linijas.
  4. Dvinares žvaigždžių sistemas:
    1. tiesiogiai stebint orbitas.
    2. spektroskopija - stebinti raudonajį ir mėlynajį poslinkius.
    3. užtemimus - kai viena poros komponentė užtemdo kitą.

Remiantis tokia surinkta informacija galima daryti tolmesnes išvadas apie atstumą iki šveisulio.

[taisyti] Pagrindiniai sąryšiai

  • Spektras: raudonos ir mėlynos spalvos santykis leidžia įvertinti žvaigždės paviršiaus temperatūrą (T).
  • Stebimasis žvaigždės spindesys (B, brightness ) priklauso nuo žvaigždės šviesio (L, luminosity ) ir atstumo (d):
B = a * L/d^2, a - tam tikras koeficientas.
  • Šviesis priklauso nuo temperatūros (T) ir pavišiaus ploto (A): L = b * A * T^4, b - tam tikras proporcingumo koeficientas.

[taisyti] Artimiausių žvaidgždžių charakteristikų skaičiavimas

Atstumą iki gana arti esančių žvaigždžių galima apskaičiuot naudodamiesi paralaksų metodu.

  1. Paralaksų metodu įvertiname atstumą (d) iki žvaigždės.
  2. Remdamiesi spektru įvertiname temperatūrą (T).
  3. Žinodami stebimajį žvaigždės spindesį (B) ir atstumą (d) galime apskaičiuoti jos šviesį (L).
  4. Turėdami L ir ir T galime apskaičiuoti žvaigždės paviršiaus plotą (A).

Taigi, gana arti esamoms žvaigždėms mes galime apskaičiuoti jų paviršiaus temperatūrą ir dydį.


[taisyti] Tolimesnių žvaidgždžių charakteristikų skaičiavimas

  • Toliau esančioms žvaigždėms negalime apskaičiuoti paralaksų.
  • Kadangi nežinome atstumo, negalime įvertinti jų šviesio.
  • Nežinome šviesio - nežinome ir paviršiaus ploto.

Kokiu būdu įvertinti atstumą iki žvaigždės, kai jos paralaksas nėra žinomas?

Sprendžiant šia problemą remiamasi tam tikru dėsningumu, kuris nusako kaip žvaigždės šviesio priklausomybę nuo jos temperatūros (Hertzsprung - Russell diagrama). Radę L ir žinodami B galime apskaičiuoti atstumą iki žvaigždės.


[taisyti] Kiti metodai

Cefeidžių metodas

Cefeidės - tai pulsuojančios žvaigždės. Stebėjimais ištirta, kad egzistuoja priklausomybė tarp cefeidės pulsavimo periodo ir jos šviesio. Tikrojo žvaigdės šviesio ir stebimojo spindesio neatitikimą būtent ir paaiškina atstumas. Cefeidžių metodu galime įvertinti atstumą ne tik iki pačios žvaigždės, bet ir iki kitos galaktikos. Viskas, ko reikia yra surasti toje galatikoje cefeidę.

Raudonojo poslnikio apskaičiavimu pagįstas metodas

Stebėjimais patvirtinta, kad labai tolimų visatos objektų šviesos spektrai yra pasislinkę į raudonają pusę. Kuo objektas yra tolimesnis, tuo iš jo sklindanti šviesa yra raudonesnė.