Najdokładniejszy pomiar odległości do LMC
Wielki Obłok Magellana jest najlepiej poznanym obiektem południowego nieba. Aż trudno uwierzyć, że dopiero trzy lata temu astronomowie określili odległość do tej galaktyki z dokładnością na poziomie 2%.

Widok Drogi Mlecznej po kolizji z Andromedą
Astronomowie z NASA ogłosili, że są w stanie z dużą dokładnością przewidzieć, jak kosmiczna kolizja Drogi Mlecznej z Andromedą może wpłynąć nie tylko na samą Galaktykę, ale i na nasz Układ Słoneczny.

       Różnorodność w obserwowanym blasku gwiazd powodowana jest poza różnorodnością w rzeczywistym ich blasku różnicami w odległościach, w jakich gwiazdy są położone. Dwie gwiazdy identyczne, położone w różnych odległościach D₁ i D₂, wykazują różny blask, gdyż widome natężenie ich światła I₁ i I₂ jest odwrotnie proporcjonalne do kwadratów odległości D₁ i D₂
       Wskutek tego różnica wielkości gwiazdowych m1 i m2, odpowiadających natężeniom I₁ i I₂ wyraża się wzorem
       Dla porównywania ze sobą rzeczywistych natężeń światła gwiazd należy sprowadzać ich blask do stałej odległości jednakowej dla wszystkich gwiazd. Za taka odległość umówiono się uważać 10 parseków i wielkość gwiazdową, jaką miałaby dana gwiazda, gdyby ją umieszczono w odległości 10 parseków, nosi nazwę jej wielkości absolutnej.

       Przyjmijmy w powyższym wzorze D₂ = 10, a następnie wprowadźmy zmiany oznaczeń m₁ = m; m₂ = M; D₁ = D. Wówczas otrzymamy:
przy czym odległość D gwiazdy z wielkością widomą m wyrażona jest w parsekach. Wzór ten wyraża zależność między wielkością widomą i absolutną gwiazdy przy założeniu, że przestrzeń międzygwiazdowa jest całkowicie przezroczysta. Założenie to jest spełnione tylko w przybliżeniu, przy dokładnym przeto obliczaniu wielkości absolutnych gwiazd należy uwzględniać osłabienie ich blasku przez materię międzygwiazdową.

       Wzór ten piszemy jeszcze w innej postaci. Zgodnie z definicją paralaksy heliocentrycznej
wprowadzając do tego wzoru π₀ zamiast D, otrzymamy często stosowany wzór na wielkość absolutną gwiazdy
       Oczywiście wielkości absolutne wyrażamy w tych samych systemach fotometrycznych, w jakich są wyrażane wielkości widome. Mówimy więc o wielkościach absolutnych wizualnych, fotograficznych, fotoelektrycznych, bolometrycznych itp. Na przykład w układzie U, B, V wielkość V Słońca wynosi -26^m,78, pozostałe zaś wielkości B = -26^m,16, U = -26^m,06. Odległość Słońca D wynosi 1/206265 parseka. Podstawiając te wartości liczbowe do wzoru otrzymamy na wielkość absolutną M_v Słońca wartość +4^M,79, M_B= +5^M,41 i MU = +5^M,51. Wielkość bolometryczna Słońca jest równa +4^M,72. Słońce przeto, gdyby było odsunięte do standardowej wielkości 10 parseków, świeciłoby jako gwiazda blisko piątej wielkości, czyli byłoby z pewnym trudem dostrzegalne gołym okiem.

       Wielkość m - M nosi nazwę modułu odległości. Gdybyśmy z właściwości fizycznych gwiazdy zdołali poznać wielkość absolutną M gwiazdy, to znając m znalibyśmy moduł odległości, a tym samym przy założeniu zupełnej przezroczystości przestrzeni międzygwiazdowej znalibyśmy również odległość gwiazdy. Zasada ta znalazła zastosowanie przy wyznaczaniu paralaks spektralnych gwiazd

Referencje:
Eugeniusz Rybka: "Astronomia Ogólna" wyd. VI

Komentarze użytkowników

Nikt jeszcze nie napisał komentarza do tego materiału.

Napisz komentarz

Odpowiedz na pytanie zadane w sondzie.

Za co lubicie AVN? Wiadomości
Artykuły popularnonaukowe
TZMA
Grafikę serwisu
Pokazy nieba

Ostatnio pisaliście: