Собственные движения и пространственные скорости звезд. Презентация на тему "пространственная скорость звезд". Связь собственного движения звезд с их координатами
Звезда в созвездии Змееносца Барнарда обладает самым быстрым собственным движением. За 100 лет она проходит 17,26", а за 188 лет смещается на величину поперечника лунного диска. Звезда находится на расстоянии 1,81 пк. Смещение звезд за 100 лет
Звезды движутся с разными скоростями и удалены от наблюдателя на различные расстояния. Вследствие этого взаимное расположение звезд меняется с течением времени. В течение одной человеческой жизни обнаружить изменения контура созвездия практически невозможно. Если проследить эти изменения в течение тысячелетий, то они становятся вполне заметными.
Пространственная скорость звезды – скорость, с которой звезда движется в пространстве относительно Солнца. Сущность эффекта Доплера: Линии в спектре источника, приближающегося к наблюдателю, смещены к фиолетовому концу спектра, а линии в спектре удаляющегося источника – к красному концу спектра (по отношению к положению линий в спектре неподвижного источника). Компоненты собственного движения звезд μ – собственное движение звезды π – годичный параллакс звезды λ – длина волны в спектре звезды λ 0 – длина волны неподвижного источника Δλ – сдвиг спектральной линии с – скорость света (3·10 5 км/с)
1 вариант
1. Какой слой атмосферы Земли поглощает основную часть ультрафиолетового излучения? Ответ: озоновый
2. Как можно определить цветовую температуру звезды? Ответ: по закону Вина λ*T=b (b- постоянная Вина, b=2,9* м*К
3. Опишите метод, с помощью которого определили химический состав Солнца. Ответ: с помощью спектрального анализа.
4. Наблюдения показали, что в данный момент индекс солнечной активности, измеряемый в числах Вольфа, W=123, а число всех пятен на Солнце f=33. Определите количество групп g на диске Солнца, приняв множитель k в формуле W=k(10g+f) равным единице. Ответ: Чтобы найти количество групп, т.е. неизвестное из приведенной формулы, надо в формулу подставить значения известных величин. Будем иметь 123=1(10g + 33). Или 123 = 10g + 33. Или 10g = 90, Отсюда количество групп g=90/10 = 9 групп.
5. Определите изменение блеска цефеиды в звездных величинах, если ее температура меняется от 7200 К до 6000 К при неизменном радиусе.
2 вариант
1. Какой слой Солнца является основным источником видимого света? Ответ: фотосфера
2. Как можно определить модуль тангенциальной скорости сравнительно близких к наблюдателю звезд? Ответ: по смещению звезды на небесной сфере =4,74 .
3. Как изменяется положение спектральных линий в спектре звезды, если она приближается к наблюдателю? Ответ: свет от приближающегося источника становится более синим (частота увеличивается), а от удаляющегося – более красным (частота уменьшается).
4. Определите массу галактики (М), если на расстоянии r=20кпк от ее ядра звезды обращаются со скоростью v=350 км/с.
Ответ: М= = = =3673* либо
20 кпк=R~2*10^4*30^11*180*3600/3.14~12.4*10^20 м. Отсюда M~2.2*10^42 кг.
5. Галактика удаляется от нас со скоростью, равной 8% от скорости света. Какое значение принимает линия водорода (λ=410 нм) в спектре этой галактики? Ответ: h=h0*SQR[(1+v/c)/(1-v/c)]
3 вариант
1.
Как называется раздел астрономии, в котором изучаются небесные объекты с помощью аппаратуры, вынесенной за пределы земной атмосферы? Ответ: внеатмосферная астрономия
2. Какую температуру имеют желтые звезды типа Солнца? Ответ: 6000 К
3. Как осуществляется перенос энергии из недр Солнца к фотосфере? Ответ поясните рисунком. Ответ: Энергия передается посредством конвекции. Причина возникновения конвекции в наружных слоях Солнца та же, что и в сосуде с кипящей водой: количество энергии, поступающее от нагревателя, гораздо больше того, которое отводится теплопроводностью. Поэтому вещество приходит в движение и само начинает переносить тепло. Конвективная зона простирается практически до самой видимой поверхности Солнца (фотосферы).
4. Определите период пульсаций цефеиды, если средняя плотность ее вещества равна 5* кг/ . Средняя плотность вещества Солнца 1,4* кг/ . Ответ: Р- период пульсаций в сутках, - средняя плотность (в единицах средней плотности Солнца)
P= = ; = =3,57* ; P= = =3,36*
5. В спектре галактики линия водорода =656,3 нм смещена к красному концу спектра на величину Δλ=21,9 нм. Определите скорость удаления галактики и расстояние до нее. Ответ: = = =0,1*
4 вариант
1. На какой диапазон приходится максимум солнечного излучения? Ответ: инфракрасный диапазон
2. Как изменяется мощность излучения абсолютно черного тела по мере увеличения его температуры? Ответ: Мощность излучения абсолютно черного тела пропорциональна четвертой степени температуры (закон Стефана - Больцмана) T=
3. 
Определите время, за которое частицы коронального выброса массы от Солнца достигнут Земли, если их скорость равна 1000 км/с. Ответ: расстояние от Солнца до Земли - 149 600 000 км, а скорость движения - 1000 км/с, значит: t=S/V=149 600 000/1000=149 600 секунд, или 2 493 минуты, 20 секунд, или 41 час, 33 минуты, 20 секунд.
4. У звезды Альтаир ( Орла) годичный параллакс равен 0,198’’, собственное движение 0,658’’ и лучевая скорость равна -26км/с. Определите модуль (тангенциальная в интернете в условии) пространственной скорости этой звезды.
5. Излучение источника характеризуется частотой 4,5* Гц. Определите температуру этого источника, если он по своим свойствам близок к абсолютно черному телу. Ответ: Используем закон Вина: = T= = =435 градусов
5 вариант
1. Как называется угол, под которым со звезды видна полуось земной орбиты, перпендикулярная направлению на звезду? Ответ: годичный параллакс ( )
2. Как будут смещаться спектральные линии в спектре звезды, если она удаляется от наблюдателя вдоль луча зрения? Ответ: согласно принципу Доплера при движении источника света (или самого наблюдателя) вдоль луча зрения спектральные линии смещаются пропорционально лучевой скорости в соответствии с формулой = . - лучевая скорость, c- скорость света, λ- длина волны спектральной линии и Δλ- смещение этой линии. При удалении источника света спектральные линии смещаются в красную сторону спектра , а при приближении - в фиолетовую.
3. 
Определите расстояние до галактики, если в ней обнаружена новая звезда, видимая звездная величина которой равна ,а абсолютная звездная величина
4. Во сколько раз освещенность, получаемая от Сириуса (α Большого Пса), больше освещенности, получаемой от Полярной звезды (α Малой Медведицы), если их видимые звездные величины соответсвенно равны
5. Определите массу Большой газопылевой туманности в Орионе, если ее видимые угловые размеры составляют около , расстояние до нее 400 пк, а плотность газопылевой среды около .
6 вариант
1. В каком слое атмосферы Земли поглощается основная часть инфракрасного излучения Солнца? Ответ: в озоновом слое
2. Как изменяется период вращения Солнца вокруг оси?
3. Как можно определить линейный радиус звезды? Ответ: R=215 (в радиусах Солнца)
4. Определите линейные размеры галактики, если она удаляется от нас со скоростью 6000 км/с и имеет видимый угловой размер 2’. Ответ: Линейный диаметр галактики D=r*d"/206265", где r = V/H.
Н=70 км/ (с*Мпк)
r=6000/70=85,7 Мпк, где r -расстояние до галактики
D=85,7 *2′/206265" = 0,0008309 Мпк ≈831пк
5. Звезда имеет одинаковую с Солнцем температуру, но ее диаметр в 2 раза меньше. На каком расстоянии от этой звезды должна находится планета, чтобы получать от нее столько же энергии, сколько Земля получает от Солнца? Ответ: Излучение идёт с поверхности звезды, площадь которой пропорциональна квадрату радиуса.
Т. е. эта звезда излучает в 4 раза меньше Солнца.
Количество излучения, приходящегося на единицу площади планеты обратно пропорционально квадрату расстояния от звезды, нам нужно, чтобы она получила в 4 раза больше (чтобы скомпенсировать общее уменьшение излучения звезды)
Итого: планету нужно ставить вдвое ближе к звезде.
7 вариант
1. Как можно определить видимое увеличение оптического телескопа? Ответ: Найти отношение угла, под которым наблюдается изображение, к угловому размеру объекта при наблюдении его непосредственно глазом.(либо Сравнить размеры объекта наблюдаемого не вооруженным глазом и размеры этого же объекта, наблюдаемого в телескоп. Кратность размеров объекта будет является кратностью увеличения телескопа.)
2. Запишите зависимость положения максимума интенсивности излучения в спектре от температуры тела.
3. Определите эффективную температуру Солнца, если известна его светимость ( = 3,85* Ответ: T=
=
=
4. Определите светимость галактики, если она имеет видимую звездную величину и удаляется от нас со скоростью км/с. Постоянную Хаббла примите равной 75 км/(с*Мпк).
5. 
Шаровое скопление содержит один миллион звезд главной последовательности, каждая из которых имеет абсолютную звездную величину . Определите видимую звездную величину скопления, находящегося от нас на расстоянии 10 кпк.
Предмет: Астрономия.
Класс: 10 11
Учитель: Елакова Галина Владимировна.
Место работы: Муниципальное бюджетное общеобразовательное учреждение
«Средняя общеобразовательная школа №7» г Канаш Чувашской Республики
Контрольная работа по теме «Галактика».
Проверка и оценка знаний – обязательное условие результативности учебного процесса.
Тестовый тематический контроль может проводиться письменно или по группам с разным
уровнем подготовки. Подобная проверка достаточно объективна, экономна по времени,
обеспечивает индивидуальный подход. Кроме того, учащиеся могут использовать тесты
для подготовки к зачетам и ВПР. Использование предлагаемой работы не исключает
применения и других форм и методов проверки знаний и умений учащихся, как устный
опрос, подготовка проектных работ, рефератов, эссе и т.д. Контрольная работа дается на
весь урок.
Итоговая проверка проводится по теме, разделу, за полугодие. Основная функция
контролирующая. Любая проверка носит обязательно и обучающую функцию, так как
помогает повторить, закрепить, привести знания в систему. При проверке контрольного
теста выявляют типичные ошибки и затруднения. Достоинства: может охватывать
большой объем материала. Недостаток: дают проверку окончательного результата, но не
показывают ход решения.
Ориентирующая функция проверки ориентирует учителя на слабые и сильные стороны
усвоения материала. Сам процесс проверки помогает учащимся выделить главное в
изучаемом, а учителю определить степень усвоения этого главного.
Обучающая функция. Самая главная функция проверки. Проверка помогает уточнить и
закрепить знания выполнения проверочных заданий. Способствует формированию знаний
до более высокого уровня. Формирует умение самостоятельности и работы с книгами.
Контролирующая. Для контрольных работ и самостоятельных работ она является
главной.
Диагностирующая. Устанавливает причины успехов и неудач учащихся. Проводятся
специальные диагностирующие работы, которые определяют уровень усвоения знаний (их 4
уровня).
Развивающая функция. Проверка определяет способности у обучающегося
распоряжаться объемом своих знаний и умением строить собственный алгоритм решения
задач.
Воспитательная функция. Приучает учащихся к отчетности, дисциплинирует их,
прививает чувство ответственности, необходимости систематических занятий.
Оценка письменных контрольных работ.
Оценка 5 ставится за работу, выполненную полностью без ошибок и недочетов.
Оценка 4 ставится за работу, выполненную полностью, но при наличии не более одной
ошибки и одного недочета, не более трех недочетов.
Оценка 3 ставится за работу, выполненную на 2/3 всей работы правильно или при
допущении не более одной грубой ошибки, не более трех негрубых ошибок, одной
негрубой ошибки и трех недочетов, при наличии четырехпяти недочетов.
Оценка 2 ставится за работу, в которой число ошибок и недочетов превысило норму для
оценки 3 или правильно выполнено менее 2/3 работы.
Вариант I:
≈
≈
≈
75 км/с
47 км/с
14 км/с
200 км/с. Оцените массу галактики.
1. Определите пространственную скорость движения звезды, если модули лучевой
и тангенциальной составляющих этой скорости соответственно равны +30 и
29км/с. Под каким углом к лучу зрения наблюдателя движется эта звезда?
α
υ
= 44,5˚
А.
= 42 км/с,
α
υ
= 56,75˚
= 200 км/с,
Б.
υ
α
В.
= 896 км/с,
= 78˚
2. Определите модуль тангенциальной составляющей скорости звезды, если ее
годичный параллакс равен 0,05", а собственное движение 0,15".
А.
Б.
В.
3. Галактика, находящаяся на расстоянии 150 Мпк, имеет видимый угловой
диаметр 20". Сравните ее линейные размеры с размерами нашей Галактики.
А. 3 ∙ 104 пк, что примерно в 4 раза меньше размеров нашей Галактики.
Б. 1,5 ∙ 104 пк, что примерно в 2 раза меньше размеров нашей Галактики.
В. 6 ∙ 105 пк, что примерно в 6 раза меньше размеров нашей Галактики.
4. Измеренная скорость вращения звезд вокруг центра галактики на расстоянии r
υ ≈
= 50 кпк от него
А. Мгал. = 9 ∙ 1041кг
Б. Мгал. = 78 ∙ 1044кг
В. Мгал. = 68 ∙ 1051кг
5. Какими методами изучают распределение в Галактике звезд и межзвездного
вещества?
А. Исследованием собственного излучения межзвездного вещества.
Б. Подсчетом числа звезд в малых участках неба, исследованием собственного излучения
межзвездного вещества и поглощения им излучения звезд.
В. Подсчетом числа звезд в малых участках неба.
Вариант II:
1. Звезда движется в пространстве со скоростью 50 км/с в сторону наблюдателя
под углом 30˚ к лучу зрения. Чему равны модули лучевой и тангенциальной
составляющих скорости звезды?
А. υт = 50 км/с; υr = 30 км/с.
Б. υт = 75 км/с; υr = 96 км/с.
В. υт = 25 км/с; υr = 43 км/с.
2. Вычислите модуль и направление лучевой скорости звезды, если в ее спектре
линия, соответствующая длине волны 5,5 ∙ 10 – 4мм, смещена к фиолетовому
концу на расстояние 5,5 ∙ 10 – 8мм.
А. 30 км/с, звезда удаляется от нас.
Б. 30 км/с, звезда приближается к нам.
В. 10 км/с, звезда приближается к нам.
3. Солнце вращается вокруг центра Галактики на расстоянии 8 кпк со скоростью
220 км/с. Чему равна масса Галактики внутри орбиты Солнца?
А. 91,4 ∙ 1047кг
Б. 18,67 ∙ 1044кг
В. 1,7 ∙ 1041кг
4. Какого углового размера будет видеть нашу Галактику (диаметр которой
составляет
3 ∙104 пк) наблюдатель, находящийся в галактике М 31 (туманность Андромеды)
на расстоянии 6 ∙105 пк?
А. 10000"
Б. 50"
В. 100"
5. Почему Млечный Путь проходит не точно по большому кругу небесной сферы?
А. Так как наша Галактика движется в пространстве в направлении созвездия Гидры со
скоростью более 1 500 000 км/ч.
Б. Потому что гигантское скопление звезд, газа и пыли, удерживаемое в пространстве
силами тяготения, вытесняют Солнце из плоскости Галактики.
В. Потому что Солнце расположено не точно в плоскости Галактики, а в близи нее.
Ответы:
Вариант I: 1 – А; 2 – В; 3 – Б; 4 – А; 5 Б.
Вариант II: 1 – В; 2 – Б; 3 – В; 4 – А; 5 – В.
Решение:
Вариант I:
Задача №1: υ2 = υ2
cos
Задача №2: Тангенциальная скорость выражается в км/с и равна υт = 4,74 µ/
π
; где
µ угловое перемещение звезды на небесной сфере за год или собственное движение;
π
Задача №3: Обозначим расстояние до галактики через r, линейный диаметр через
D,
σ
–σ
D = r ∙
угловой диаметр, выражается в секундах дуги.
Тогда r = (20"∙ 1,5 ∙108 пк) / (2 ∙ 105)" = 1,5 ∙ 104 пк, что примерно в 2 раза меньше
размеров нашей Галактики.
Задача №4: Центростремительное ускорение равно ускорению силы тяжести,
поэтому
а = υ2
1 пк = 3,086 7 ∙ 1016м.
Мгал. = ((2 ∙105м/с)2 ∙ 5 ∙104 ∙ 3,086 7 ∙ 1016м) / 6,67 ∙ 10 – 11Н∙м2/кг2
Мгал. = 9 ∙ 1041кг = 4,5 ∙ 1011Мсолнца
υ
– годичный параллакс звезды.
= 4,74 км/с ∙ (0,15"/0,05")
/ r; а = GMгал/ r2; поэтому Мгал = υ2
r ; υ2 = (30 км/с) 2 + (29 км/с) 2;
c ∙ r c / G; G = 6,67 ∙ 10 – 11Н∙м2/кг2;
D и r выражены в парсеках, а
т + υ2
α
= 44,5˚
/ 206265". Отсюда
r = D ∙
υ
= 42 км/с;
α
= 30/ 42;
≈
9 ∙ 10
41кг
≈
14 км/с.
σ
σ
/ 206265", где
r ; υ2
υ sin
т + υ2
т; υт =
; α υт = 50 км/с ∙ ½ = 25 км/с;
Вариант II:
Задача №1: υ2 = υ2
r = υ2 = υ2
r = (50 км/с) 2 (25 км/с) 2; υr = 43 км/с
υ2
Задача №2: Из формулы для вычисления лучевой скорости υr = Δ ∙ с/λ λ0 определим
υr.Для определения υr нужно измерить сдвиг спектральной линии, т.е. сравнить
положение данной линии в спектре звезды с положением этой линии в спектре
неподвижного источника света. Лучевая скорость удаляющегося источника
получается со знаком плюс, а приближающегося со знаком минус.
Модуль υr = (5,5 ∙ 10 – 8мм / 5,5 ∙ 10 – 4мм) ∙ 3 ∙ 105 км/с = 30 км/с; модуль υr = 30 км/с;
так как линии смещены к фиолетовому концу, то звезда приближается к нам.
c / r c ; υ2
σ
/ 206265". Отсюда
r = D ∙
σ
c ; Мгал = υ2
c ∙ r c / G; G = 6.67 ∙ 10 – 11Н∙м2/кг2.
/ 206265", где
D и r выражены в парсеках, а
c ∙ r c / G =((2,2 ∙105м/с)2 ∙ 2,4 ∙1020м) / (6.67 ∙ 10 – 11Н∙м2/кг2) = 1,7 ∙ 1041кг или
Задача №3: Центростремительное ускорение, которое испытывает Солнце под
действием притяжения массы Галактики: а = υ2
c – скорость Солнца, r c –
для Солнца;
а = GMгал/ r2
Масса Галактики:
Мгал = υ2
Мгал = 1,7 ∙ 1041кг = 8 ∙ 1010Мсолнца
Задача №4: Обозначим расстояние до галактики через r, линейный диаметр через
D,
σ
– угловой диаметр. Для определения диаметра галактики применим формулу:
D = r ∙
б – угловой диаметр, выражается в секундах дуги.
σ
206265"∙
Литература:
1. Малахова И.М.: Дидактический материал по астрономии: Пособие для учителя, / И. М.
Малахова, Е.К. Страут, М.: Просвещение, 1989. 96 с.
2. Орлов В.Ф.:«300 вопросов по астрономии», издательство «Просвещение», / В.Ф. Орлов
Москва, 1967.
3. Моше Д.: Астрономия: Кн. для учащихся. Пер. с англ. / Под ред. А.А. Гурштейна./ Д.
Моше – М.: Просвещение, 1985. – 255 с.
4. ВоронцовВильяминов Б.А. «Астрономия», / Б.А. ВоронцовВильяминов, Е.К. Страут;
Издательство «Дрофа».
5. Левитан Е.П., «Астрономия»: учеб. для 11 кл., общеобразоват. учреждений/ Е. П.
Левитан: М.: «Просвещение»,1994. – 207 с.
6.Чаругин В.М. Астрономия. 1011 классы: учеб. для общеобразоват. организаций: базовый
уровень/ В. М. Чаругин. – М.: Просвещение, 2018. – 144с: ил. – (Сферы 111).
r / D = 3 ∙104 пк ∙ (2 ∙ 105)" / 6 ∙105 пк = 10000"
Вопросы программы:
Собственное движение и лучевые скорости звезд;
Пекулярные скорости звезд и Солнца в Галактике;
Вращение Галактики.
Собственное движение и лучевые скорости звезд, пекулярные скорости звезд и Солнца в Галактике
Сравнение экваториальных координат одних и тех же звезд, определенных через значительные промежутки времени, показало, что a и d меняются с течением времени. Значительная часть этих изменений вызывается прецессией, нутацией, аберрацией и годичным параллаксом. Если исключить влияние этих причин, то изменения уменьшаются, но не исчезают полностью. Оставшееся смещение звезды на небесной сфере за год называется собственным движением звезды m. Оно выражается в секундах дуги в год.
Для определения этих движений сравниваются фотопластинки, отснятые через большие промежутки времени, составляющие 20 и более лет. Поделив полученное смещение на число прошедших лет, исследователи получают движение звезды в год. Точность определения зависит от величины промежутка времени, прошедшего между двумя снимками.
Собственные движения различны у разных звезд по величине и направлению. Только несколько десятков звезд имеют собственные движения больше 1″ в год. Самое большое известное собственное движение у “летящей” звезды Барнарда m = 10″,27. Основное число звезд имеет собственное движение, равное сотым и тысячным долям секунды дуги в год. Лучшие современные определения достигают 0",001 в год. За большие промежутки времени, равные десяткам тысяч лет, рисунки созвездий сильно меняются.
Собственное движение звезды происходит по дуге большого круга с постоянной скоростью. Прямое движение изменяется на величину m a , называемую собственным движением по прямому восхождению, а склонение - на величину m d , называемую собственным движением по склонению.
Собственное движение звезды вычисляется по формуле:
Если известно собственное движение звезды за год и расстояние до нее r в парсеках, то нетрудно вычислить проекцию пространственной скорости звезды на картинную плоскость. Эта проекция называется тангенциальной скоростью V t и вычисляется по формуле:
где r - расстояние до звезды, выраженное в парсеках.
Чтобы найти пространственную скорость V звезды, необходимо знать ее лучевую скорость V r , которая определяется по доплеровскому смещению линий в спектре и V t , которая определяется по годичному параллаксу и m. Поскольку V t и V r взаимно перпендикулярны, пространственная скорость звезды равна:
V = Ö(V t 2 + V r 2).
Для определения V обязательно указывается угол q, отыскиваемый по его функциям:
Угол q лежит в пределах от 0 до 180°.
|
|
Направление собственного движения вводится позиционным углом y, отсчитываемым против часовой стрелки от северного направления круга склонения звезды. В зависимости от изменения экваториальных координат звезды, позиционный угол y может иметь значения от 0 до 360° и вычисляется по формулам:
с учетом знаков обеих функций. Пространственная скорость звезды на протяжении многих столетий остается практически неизменной по величине и направлению. Поэтому, зная V и r звезды в настоящую эпоху, можно вычислить эпоху наибольшего сближения звезды с Солнцем и определить для нее расстояние r min , параллакс, собственное движение, компоненты пространственной скорости и видимую звездную величину. Расстояние до звезды в парсеках равно r = 1/p, 1 парсек = 3,26 св. года.
Знание собственных движений и лучевых скоростей звёзд позволяет судить о движениях звёзд относительно Солнца, которое тоже движется в пространстве. Поэтому наблюдаемые движения звёзд складываются из двух частей, из которых одна является следствием движения Солнца, а другая - индивидуальным движением звезды.
Чтобы судить о движениях звёзд, следует найти скорость движения Солнца и исключить её из наблюдаемых скоростей движения звёзд.
Точка на небесной сфере, к которой направлен вектор скорости Солнца, называется солнечным апексом, а противоположная точка - антиапексом.
Апекс Солнечной системы находится в созвездии Геркулеса, имеет координаты: a = 270 0 , d = +30 0 . В этом направлении Солнце движется со скоростью около 20 км/с, относительно звезд, находящихся от него не далее 100 пс. В течение года Солнце проходит 630 000 000 км, или 4,2 а.е.
Вращение Галактики
Если какая-то группа звёзд движется с одинаковой скоростью, то находясь на одной из этих вёзд, нельзя обнаружить общее движение. Иначе обстоит дело, если скорость меняется так, как будто группа звёзд движется вокруг общего центра. Тогда скорость более близких к центру звёзд будет меньшей, чем удалённых от центра. Наблюдаемые лучевые скорости далёких звёзд демонстрируют такое движение. Все звёзды вместе с Солнцем движутся перпендикулярно к направлению на центр Галактики. Это движение является следствием общего вращения Галактики, скорость которого меняется с расстоянием от её центра (дифференциальное вращение).
Вращение Галактики имеет следующие особенности:
1. Оно происходит по часовой стрелке, если смотреть на Галактику со стороны северного её полюса, находящегося в созвездии Волос Вероники.
2. Угловая скорость вращения убывает по мере удаления от центра.
3. Линейная скорость вращения сначала возрастает по мере удаления от центра. Затем примерно на расстоянии Солнца достигает наибольшего значения около 250 км/с, после чего медленно убывает.
4. Солнце и звёзды в его окрестности совершают полный оборот вокруг центра Галактики примерно за 230 млн. лет. Этот промежуток времени называется галактическим годом.
Контрольные вопросы:
- Что такое собственное движение звезд?
- Как обнаруживается собственное движение звезд?
- У какой звезды обнаружено самое большое собственное движение?
- По какой формуле вычисляется собственное движение звезды?
- На какие составляющие разлагается пространственная скорость звезды?
- Как называется точка на небесной сфере, в направлении которой движется Солнца?
- В каком созвездии находится апекс?
- С какой скоростью движется Солнце относительно ближайших звезд?
- Какое расстояние проходит Солнце за год?
- Каковы особенности вращения Галактики?
- Каков период вращения Галактики?
Задачи:
1. Лучевая скорость звезды Бетельгейзе = 21 км/с, собственное движение m = 0,032² в год, а параллакс р = 0,012². Определите полную пространственную скорость звезды относительно Солнца и угол, образованный направлением движения звезды в пространстве с лучом зрения.
Ответ : q = 31°.
2. Звезда 83 Геркулеса находится от нас на расстоянии D = 100 пк, ее собственное движение составляет m = 0,12². Какова тангенциальная скорость этой звезды?
Ответ : » 57 км/с.
3. Собственное движение звезды Каптейна, находящейся на расстоянии 4 пк, составляет 8,8² в год, а лучевая скорость 242 км/с. Определите пространственную скорость звезды.
Ответ : 294 км/с.
4.На какое минимальное расстояние звезда 61 Лебедя приблизится к нам, если параллакс этой звезды равен 0,3² и собственное движение 5,2². Звезда движется к нам с лучевой скоростью 64 км/с.
Ответ : » 2,6 пк.
Литература:
1. Астрономический календарь. Постоянная часть. М., 1981.
2. Кононович Э.В., Мороз В.И. Курс общей астрономии. М., Эдиториал УРСС, 2004.
3. Ефремов Ю.Н. В глубины Вселенной. М., 1984.
4. Цесевич В.П. Что и как наблюдать на небе. М., 1979.
Движение является неотъемлемым атрибутом любого материального тела во Вселенной. Более того, все астрономические объекты принимают участие одновременно в нескольких движениях. Например, Земля вращается вокруг оси со скоростью один оборот в сутки, причем точка, расположенная на географическом экваторе, имеет линейную скорость 0,465 км/с. Линейная скорость движения Земли по околосолнечной орбите около 30 км/с. Вместе с Солнцем Земля движется относительно окружающих звезд по направлению к созвездию Геркулес со скоростью 4,2 а.е. в год (≈ 19,4 км/с), а вместе с окружающими ми вокруг Галактики в направлении созвездия Лебедь со скоростью ≈ 220 км/с. Сама Галактика вместе с Солнцем и окружающими Галактику спутниками-галактиками входит в Местную систему галактик и принимает участие во вращении вокруг этой системы. Местная система является членом гигантского Дева и вместе с Галактикой и Солнцем движется по направлению к центру скопления со скоростью ≈ 450 км/с. Дева принимает участие в общем расширении Вселенной и, следовательно, движется относительно других скоплений галактик. Можно утверждать, что движение определяет морфологию и эволюцию всех структурных элементов Вселенной и Вселенной в целом.
Остановимся на одном из способов определения параметров пространственного движения звезды.
Вектор пространственной скорости V звезды раскладывается на две составляющие: V r - (или радиальная) скорость и Vτ - звезды.
Скорость определяется по доплеровскому смещению Δλ линий в спектре звезды:
V r = с × (Δλ /λ ) (км/с), (12)
где с - скорость света, а λ - стандартное значение длины волны излучения неподвижного лабораторного источника. При V r > 0 скорость направлена от наблюдателя, при V r < 0 скорость направлена к наблюдателю. Точность определения лучевой скорости ≈ ± 0,05 км/с и, как правило, не зависит от удаленности наблюдаемого объекта.
Для определения тангенциальной скорости Vτ используются измерения µ звезды, которое измеряется в секундах градусной меры в год ("/год). Так как звезды весьма удалены от наблюдателя, то µ мало. Пусть для звезды известны собственное движение µ и расстояние r в ах (). Из треугольника следует :
V τ = BA’ = r × sinµ . (13)
Вспоминаем, что 1 = 206265 а.е. = 3,086 × 10 13 км; r () = 1/π’’ , где π′′ -годичный параллакс звезды в секундах градусной меры. Тогда
r (км) = 3,086 × 10 13 км /π′′ . (14)
В выражении (13), так как µ мало:
sinµ=µ(′′ /год) × sin 1′′ ; 1 год = 3,156 × 10 7 с; sin 1′′ = 1/206265. Тогда
sinµ=µ′′ /6,509 × 10 12 с. (15)
Учитывая (14) и (15), из формулы (13) получаем значение тангенциальной скорости V τ в км/с:
V τ = (µ″ /π″ ) × (3,086 × 10 13 км /6,509 × 10 12 с),
V τ = 4,74 × (µ″ /π″ ) (км/с). (16)
Пространственная скорость V :
V = √ V r 2 + V τ 2 . (17) лучевая составляющая пространственной скорости. Заметим также, что в пространственной скорости звезды из наблюдений определяются только две составляющие (V r и V τ ). Значение третьей составляющей, необходимой для описания движения звезды в пространстве, получается из статистических соображений.
Статьи по теме
