Программа олимпиады – 10 класс.

Программа олимпиады – 10 класс.

Шкала звездных величин.

Звездная величина, ее связь с освещенностью. Формула Погсона. Связь видимого блеска с расстоянием – стр.140. Абсолютная звездная величина - стр.139. Изменение видимой яркости планет и комет при их движении по орбите – стр. 113

Видимая звёздная величина m или блеск является мерой освещённости Е, создаваемой источником на перпендикулярной к его лучам поверхности в месте наблюдения. Сложившееся ещё в древности деление видимых невооружённым глазом звёзд на «звёздные величины» есть отражение общего психофизиологического закона Вебера - Фехнера (чувствительность меняется как логарифм интенсивности раздражителя), определяющего изменение «ощущения» с изменением «раздражения». Связь m и Е выражается формулой:

m= a + b lgE, где коэффициент b= -2,5 введён в середине 19 века английским астрономом Погсоном, подметившим, что у разных наблюдателей интервалу в 5 звёздных величин соответствует отношение световых потоков или освещённостей около 100. (Это правило было положено в основу шкалы зв. величин ещё Гиппархом). Он был принят равным 100, чтобы логарифм отношения освещённости был точно равен 0,400.

Тогда отношение

E_m/E_m+1 = 2,512.

Величина а представляет нуль-пункт шкалы звёздных величин и устанавливается международным соглашением, связанным с выбором фотометрического стандарта. Сначала этим стандартом была звёздная величина Полярной звезды, потом - звёздные величины около 100 звёзд Северного Полярного Ряда.

По отношению к звезде стандарта по формуле m₂ - m₁ = -2,5 (lgE₂ - lgE₁) можно определить блеск любого источника.

Блеск звезды связан с её видимой звёздной величиной формулой Погсона – формула со стр.139 - формула Погсона.

Изменения яркости комет
Характеризуя яркость кометы, следует сказать отдельно о яркости ее ядра и яркоcти комы. Яркость ядра может быть измерена вполне определенно, что же касается комы, то величина ее яркости, определяемая из наблюдений, может сильно варьироваться в зависимости от характеристики линз телескопа и условий наблюдения. Излучаемый комой свет слаб и распределен около ядра в некоторой протяженной области с нерезкими контурами. Он наблюдается на фоне неба, и это тоже приводит к значительным ошибкам в измерениях.
Излучение комы — это отраженный и рассеянный частицами пыли и газа солнечный свет, к которому добавляется свет, излучаемый самими частицами газа. Количество отраженного или рассеянного света обратно пропорционально квадрату расстояния от Солнца, количество же выбрасываемой массы газа и пылевых частиц из ядра зависит от величины получаемой от Солнца энергии, то есть также должно быть обратно пропорционально квадрату расстояния от Солнца. Все это должно дать зависимость света, излучаемого кометой, обратно пропорциональную от четвертой степени расстояния от Солнца. Яркость кометы при наблюдении с Земли определяется еще одним фактором: она изменяется обратно пропорционально квадрату расстояния кометы от Земли.
Однако при рассмотрении фактической яркости большого числа комет выяснилось, что не все так просто и определенно. Рассмотрим ситуацию, когда комета находится на одинаковом расстоянии от Солнца и от Земли, скажем, на расстоянии 1 а. е. В этом случае комета, Солнце и Земля будут представлять собой вершины равностороннего треугольника. Видимую яркость кометы в таких условиях называют абсолютной яркостью и используют для сравнительных оценок яркости различных комет.
Показатель степени, входящий в зависимость яркости кометы от ее расстояния от Солнца, для некоторых комет достигает не только четвертой, но даже и шестой степени. Оценку величины показателя степени получают на основании результатов наблюдений видимой яркости кометы при различных ее расстояниях от Солнца. Если в результат, определения расстояния кометы от Солнца вкрадывается ошибка, то может произойти (как это и случилось для кометы Когоутека) необоснованное предсказание необычайно яркой кометы.
Реальная яркость кометы не изменяется по простому степенному закону при движении кометы по орбите, а подвержена разнообразным вариациям, зависящим, в частности, от усиления или ослабления солнечной активности. Одна из важных задач для будущих исследований — постараться выяснить, находится ли яркость кометы в определенной зависимости от числа пятен на.диске Солнца, а также от интенсивности солнечного ветра.

Звезды, общие понятия.

Основные характеристики звезд: температура, радиус, масса и светимость, стр. 136 – 140, 150. Законы излучения абсолютно черного тела: закон Стефана-Больцмана, закон смещения Вина. Понятие эффективной температуры (Температура Солнца:

- Эффективная температура, определяемая полным потоком излучения = 5770 К), стр.123 - 124

Классификация звезд.

Представление о фотометрических системах UBVR, показатели цвета, стр. 141 – 142.

Фотометрическая система UBV. Первая фотометрическая система, созданная Гарольдом Джонсоном в конце 40-х годов XX в. Изначально была определена для 3-х фильтров: U - ультрафиолетовый (англ. ultraviolt), B - голубой (англ. blue), V - видимый (англ. visible). Впоследствии была добавлена четвертая полоса R - красная (англ. red) Дальнейшие исследования позволили продлить эту систему в инфракрасный диапазон спектра Системы R и I соответствуют инфракрасной области.

Система UBVRI была принята Международным астрономическим союзом в качестве стандарта.

Специально выбранные звёзды определяют нуль-пункт, от которого отсчитываются звёздные величины в каждом установленном цвете. Измеренные величины всех других звёзд сопоставляются с этими стандартами.

Цвет каждой звезды характеризуется показателем цвета.

У каждой звезды можно определить не один, а несколько показателей цвета U - B, B - V, V - R, R - I, т.е. сравнить интенсивность излучения в разных участках спектра.

В системе болометрических звёздных величин суммируются все излучение звезды во всех участках спектра.

Свет звёзд настолько сильно поглощается земной атмосферой в области длин волн короче 0,3 мкм, что нет никакой возможности использовать для этой области стандартную систему, если не наблюдать звёзды из космоса.

В настоящее время ведутся исследования на космических станциях, расположенных на околоземной орбите.

Но даже с космических станций трудно исследовать звёзды на длинах волн короче 0,09 мкм, главным образом из-за “галактического тумана”, образованного атомами нейтрального водорода межзвёздного газа, которые поглощают большую часть далёкого ультрафиолетового излучения за пределом Лаймана.

Земная атмосфера ставит значительные препятствия для наблюдения в некоторых длинах волн, так как интенсивно поглощает свет. Например, в диапазоне от 1 до 4 мкм и вблизи 1.8 и 2.8 мкм свет поглощается, но вблизи 1.3, 2.2, 3.4 мкм существуют окна прозрачности.

Для удовлетворительных наблюдений иногда приходится выбирать сухую погоду, подниматься в горы на высоту более 2700 м, чтобы над инструментом находилось меньше паров воды.

От большей части атмосферного поглощения можно избавиться, производя наблюдения с самолётов, поднимающихся на высоту 12 - 15 км.

Важная задача фотометрии - установление на небе широкой и всеобъемлющей сети стандартных звёзд, для которых определены звёздные величины и цвета.

Для этого должны быть произведены точные измерения с помощью определённых систем фильтров и фотоэлементов с постоянными свойствами.

Гарольд Джонсон произвёл подобные измерения для системы цветов UBV. Составленные им списки содержат данные о нескольких сотнях звёзд.

Для ближайших к нам звёзд показатель цвета непосредственно характеризует температуру звезды.

Температура может быть найдена по формуле:

Т = 7200⁰/(С + 0 ^m, 64).

Это цветовая температура звезды. Она только приблизительно характеризует истинную температуру звезды. Она зависит от использованных эффективных длин волн.

Бело-голубые звёзды с температурой поверхности 25 000 К излучают в голубых лучах гораздо интенсивнее, чем красные звёзды с температурой на поверхности 3 000 К.

Свет далёких звёзд сильно краснеет из-за воздействия космической пыли, находящейся между звёздами.

Анализируя вид спектра звезды, часто можно сказать, каков был её показатель цвета до поглощения межзвёздной средой. Эта величина называется истинным показателем цвета.

Зная истинный показатель цвета, можно сравнить его с наблюдаемым и определить степень покраснения, вызванного космической пылью. Таким образом мы получим сведения о поглощении света пылью в системе Млечного Пути.

Диаграмма «цвет-светимость» (Герцшпрунга-Рассела) – стр. 143. Звезды главной последовательности, гиганты, сверхгиганты – стр. 15, пример – стр. 153. Соотношение «масса-светимость» для звезд главной последовательности.

Солнце: стр. 125 - 135

Основные характеристики, общее представление о внутреннем строении и

строении атмосферы. Характеристики Солнца как звезды, солнечная

постоянная. Солнечная активность, циклы солнечной активности. Магнитные поля на Солнце. Солнечно-земные связи,

Чтение в Интернете

http://helpiks.org/1-86994.html Годичные параллаксы звезд

http://helpiks.org/1-86997.html Солнечные и лунные затмения.

http://helpiks.org/1-86998.html Сарос. История затмений

http://helpiks.org/1-86999.html Законы Кеплера.

http://helpiks.org/1-87004.html Прецессия и нутация земной оси

http://helpiks.org /1-87007.html Яркость небесных тел. Астрофотометрия.

http://helpiks.org/1-87010.html Основные характеристики телескопов http://helpiks.org/1-87011.html - продолжение

http://helpiks.org/1-87038.html Размеры, масса, средняя плотность, температура. Вращение Солнца

http://helpiks.org/1-87043.html Основные характеристики звезд.

http://helpiks.org/1-87044.html Спектры, спектральная классификация. Аномалии химического состава. Основные группы звёзд на диаграмме "спектр - светимость": главная последовательность, сверхгиганты, гиганты, субкарлики, белые карлики. Диаграмма "радиус - масса" и "масса – светимость. Двойные и кратные звёзды.Орбиты двойных звёзд и метод определения их массы.Визуально-двойные звёзды. Затменно-переменные звёзды. Кривые блеска, определение орбит и физических характеристик компонент. Спектрально-двойные звёзды.

http://helpiks.org/1-87045.html Классификация переменных звёзд

Программа олимпиады – 10 класс.

Шкала звездных величин.

Звездная величина, ее связь с освещенностью. Формула Погсона. Связь видимого блеска с расстоянием – стр.140. Абсолютная звездная величина - стр.139. Изменение видимой яркости планет и комет при их движении по орбите – стр. 113

Видимая звёздная величина m или блеск является мерой освещённости Е, создаваемой источником на перпендикулярной к его лучам поверхности в месте наблюдения. Сложившееся ещё в древности деление видимых невооружённым глазом звёзд на «звёздные величины» есть отражение общего психофизиологического закона Вебера - Фехнера (чувствительность меняется как логарифм интенсивности раздражителя), определяющего изменение «ощущения» с изменением «раздражения». Связь m и Е выражается формулой:

m= a + b lgE, где коэффициент b= -2,5 введён в середине 19 века английским астрономом Погсоном, подметившим, что у разных наблюдателей интервалу в 5 звёздных величин соответствует отношение световых потоков или освещённостей около 100. (Это правило было положено в основу шкалы зв. величин ещё Гиппархом). Он был принят равным 100, чтобы логарифм отношения освещённости был точно равен 0,400.

Тогда отношение

E_m/E_m+1 = 2,512.

Величина а представляет нуль-пункт шкалы звёздных величин и устанавливается международным соглашением, связанным с выбором фотометрического стандарта. Сначала этим стандартом была звёздная величина Полярной звезды, потом - звёздные величины около 100 звёзд Северного Полярного Ряда.

По отношению к звезде стандарта по формуле m₂ - m₁ = -2,5 (lgE₂ - lgE₁) можно определить блеск любого источника.

Блеск звезды связан с её видимой звёздной величиной формулой Погсона – формула со стр.139 - формула Погсона.

Изменения яркости комет
Характеризуя яркость кометы, следует сказать отдельно о яркости ее ядра и яркоcти комы. Яркость ядра может быть измерена вполне определенно, что же касается комы, то величина ее яркости, определяемая из наблюдений, может сильно варьироваться в зависимости от характеристики линз телескопа и условий наблюдения. Излучаемый комой свет слаб и распределен около ядра в некоторой протяженной области с нерезкими контурами. Он наблюдается на фоне неба, и это тоже приводит к значительным ошибкам в измерениях.
Излучение комы — это отраженный и рассеянный частицами пыли и газа солнечный свет, к которому добавляется свет, излучаемый самими частицами газа. Количество отраженного или рассеянного света обратно пропорционально квадрату расстояния от Солнца, количество же выбрасываемой массы газа и пылевых частиц из ядра зависит от величины получаемой от Солнца энергии, то есть также должно быть обратно пропорционально квадрату расстояния от Солнца. Все это должно дать зависимость света, излучаемого кометой, обратно пропорциональную от четвертой степени расстояния от Солнца. Яркость кометы при наблюдении с Земли определяется еще одним фактором: она изменяется обратно пропорционально квадрату расстояния кометы от Земли.
Однако при рассмотрении фактической яркости большого числа комет выяснилось, что не все так просто и определенно. Рассмотрим ситуацию, когда комета находится на одинаковом расстоянии от Солнца и от Земли, скажем, на расстоянии 1 а. е. В этом случае комета, Солнце и Земля будут представлять собой вершины равностороннего треугольника. Видимую яркость кометы в таких условиях называют абсолютной яркостью и используют для сравнительных оценок яркости различных комет.
Показатель степени, входящий в зависимость яркости кометы от ее расстояния от Солнца, для некоторых комет достигает не только четвертой, но даже и шестой степени. Оценку величины показателя степени получают на основании результатов наблюдений видимой яркости кометы при различных ее расстояниях от Солнца. Если в результат, определения расстояния кометы от Солнца вкрадывается ошибка, то может произойти (как это и случилось для кометы Когоутека) необоснованное предсказание необычайно яркой кометы.
Реальная яркость кометы не изменяется по простому степенному закону при движении кометы по орбите, а подвержена разнообразным вариациям, зависящим, в частности, от усиления или ослабления солнечной активности. Одна из важных задач для будущих исследований — постараться выяснить, находится ли яркость кометы в определенной зависимости от числа пятен на.диске Солнца, а также от интенсивности солнечного ветра.

Звезды, общие понятия.

Основные характеристики звезд: температура, радиус, масса и светимость, стр. 136 – 140, 150. Законы излучения абсолютно черного тела: закон Стефана-Больцмана, закон смещения Вина. Понятие эффективной температуры (Температура Солнца:

- Эффективная температура, определяемая полным потоком излучения = 5770 К), стр.123 - 124

Классификация звезд.

Представление о фотометрических системах UBVR, показатели цвета, стр. 141 – 142.

Фотометрическая система UBV. Первая фотометрическая система, созданная Гарольдом Джонсоном в конце 40-х годов XX в. Изначально была определена для 3-х фильтров: U - ультрафиолетовый (англ. ultraviolt), B - голубой (англ. blue), V - видимый (англ. visible). Впоследствии была добавлена четвертая полоса R - красная (англ. red) Дальнейшие исследования позволили продлить эту систему в инфракрасный диапазон спектра Системы R и I соответствуют инфракрасной области.

Система UBVRI была принята Международным астрономическим союзом в качестве стандарта.

Специально выбранные звёзды определяют нуль-пункт, от которого отсчитываются звёздные величины в каждом установленном цвете. Измеренные величины всех других звёзд сопоставляются с этими стандартами.

Цвет каждой звезды характеризуется показателем цвета.

У каждой звезды можно определить не один, а несколько показателей цвета U - B, B - V, V - R, R - I, т.е. сравнить интенсивность излучения в разных участках спектра.

В системе болометрических звёздных величин суммируются все излучение звезды во всех участках спектра.

Свет звёзд настолько сильно поглощается земной атмосферой в области длин волн короче 0,3 мкм, что нет никакой возможности использовать для этой области стандартную систему, если не наблюдать звёзды из космоса.

В настоящее время ведутся исследования на космических станциях, расположенных на околоземной орбите.

Но даже с космических станций трудно исследовать звёзды на длинах волн короче 0,09 мкм, главным образом из-за “галактического тумана”, образованного атомами нейтрального водорода межзвёздного газа, которые поглощают большую часть далёкого ультрафиолетового излучения за пределом Лаймана.

Земная атмосфера ставит значительные препятствия для наблюдения в некоторых длинах волн, так как интенсивно поглощает свет. Например, в диапазоне от 1 до 4 мкм и вблизи 1.8 и 2.8 мкм свет поглощается, но вблизи 1.3, 2.2, 3.4 мкм существуют окна прозрачности.

Для удовлетворительных наблюдений иногда приходится выбирать сухую погоду, подниматься в горы на высоту более 2700 м, чтобы над инструментом находилось меньше паров воды.

От большей части атмосферного поглощения можно избавиться, производя наблюдения с самолётов, поднимающихся на высоту 12 - 15 км.

Важная задача фотометрии - установление на небе широкой и всеобъемлющей сети стандартных звёзд, для которых определены звёздные величины и цвета.

Для этого должны быть произведены точные измерения с помощью определённых систем фильтров и фотоэлементов с постоянными свойствами.

Гарольд Джонсон произвёл подобные измерения для системы цветов UBV. Составленные им списки содержат данные о нескольких сотнях звёзд.

Для ближайших к нам звёзд показатель цвета непосредственно характеризует температуру звезды.

Температура может быть найдена по формуле:

Т = 7200⁰/(С + 0 ^m, 64).

Это цветовая температура звезды. Она только приблизительно характеризует истинную температуру звезды. Она зависит от использованных эффективных длин волн.

Бело-голубые звёзды с температурой поверхности 25 000 К излучают в голубых лучах гораздо интенсивнее, чем красные звёзды с температурой на поверхности 3 000 К.

Свет далёких звёзд сильно краснеет из-за воздействия космической пыли, находящейся между звёздами.

Анализируя вид спектра звезды, часто можно сказать, каков был её показатель цвета до поглощения межзвёздной средой. Эта величина называется истинным показателем цвета.

Зная истинный показатель цвета, можно сравнить его с наблюдаемым и определить степень покраснения, вызванного космической пылью. Таким образом мы получим сведения о поглощении света пылью в системе Млечного Пути.

Диаграмма «цвет-светимость» (Герцшпрунга-Рассела) – стр. 143. Звезды главной последовательности, гиганты, сверхгиганты – стр. 15, пример – стр. 153. Соотношение «масса-светимость» для звезд главной последовательности.