Random converter
- Калькуляторы
- Астрономия
Калькулятор расстояния и годичного параллакса
Капелла (α Возничего)
Калькулятор определяет расстояние до недалекой звезды в световых годах и парсеках, если известен годичный параллакс этой звезды в угловых секундах. Можно также определить параллакс, если известно расстояние.
Пример: рассчитать расстояние в световых годах до самой яркой звезды звездного неба северного полушария Арктура (α Волопаса) в созвездии Волопаса, если известно что ее параллакс равен 88.83 угловым миллисекундам.
Параллакс
p
Расстояние
D
Поделиться ссылкой на этот калькулятор, включая входные параметры
Определение параллакса и формула для расчета расстояния
Параллакс — это изменение видимого кажущегося положения объекта, наблюдаемого с разных точек и измеренное как угол (или половинный угол) между направлениями от наблюдателя на объект. Годичный звездный параллакс — это изменение положения звезды, наблюдаемой с двух находящихся на большом расстоянии друг от друга точек. Эти две точки наблюдения расположены на земной орбите, как показано ниже. Параллакс небесного тела можно использовать для нахождения расстояния до него по формуле:
Здесь D — расстояние до небесного тела, измеренное в парсеках, и p — наблюдаемый годичный параллакс, измеренный в дуговых секундах. Эта формула и используется для расчетов в нашем калькуляторе. Парсек определяется как расстояние до объекта, годичный звездный параллакс которого равен 1 дуговой секунде. Иными словами, парсек — это расстояние, с которого диск размером в 1 а.е. будет иметь угловой размер в 1 угловую секунду.
Годичный параллакс звезды (чертеж не в масштабе); 1 — астрономическая единица (а.е.), то есть расстояние от Земли до Солнца; D — расстояние от центра земной орбиты до звезды S; p — параллакс, измеренный в угловых секундах (“)
Подробнее о длине и расстоянии: измерение расстояний в космосе
Общие сведения
Космос огромен — поэтому космические расстояния измеряются не так, как это делается на Земле. В статье о длине и расстояниях мы говорили главным образом об измерении относительно небольших расстояний, которые не трудно себе представить. Однако расстояния в космосе представить себе очень трудно из-за их огромной величины, а привычные метры и километры едва ли годятся для использования в космосе. Для измерения расстояний между планетами и галактиками вряд ли можно использовать измерительные приборы типа рулетки или линейки. Спутниковая навигация в космосе тоже не работает. Поэтому для космоса придется ввести не только новые единицы измерения, но и новые методы измерения этих расстояний.
Измерения с помощью радиолокации
Расположенная на Земле радиолокационная станция (РЛС) посылает СВЧ-излучение в сторону астрономического объекта, расстояние до которого нужно вычислить. Затем измеряется время, которое необходимо, чтобы сигнал достиг объекта и вернулся назад, к РЛС. Зная это время и скорость света в вакууме, можно определить расстояние, умножая скорость на время.
Использовать РЛС для этих измерений удобно не только для определения расстояния до нужного астрономического объекта, но и для оценки скорости изменения этого расстояния (ведь объекты во Вселенной движутся друг относительно друга!). Это, в свою очередь, полезно при слежении за перемещениями объектов в космосе, например, для оценки возможности столкновения астероида с Землей.
Этот метод ограничен астрономическими объектами, которые находятся на небольших расстояниях от Земли. Можно сказать, что он пригоден для объектов, находящихся в пределах Солнечной системы. Это связано с тем, что радиосигнал ослабляется и рассеивается на больших расстояниях. Кроме того, чем больше расстояние, тем больше должен быть объект для того, чтобы его могла «увидеть» радиолокационная станция.
Годичный звездный параллакс
В статье о длине и расстоянии мы уже обсуждали годичный звездный параллакс. Здесь мы кратко рассмотрим это явление, потому что именно параллакс используется для измерения расстояний в космосе. Параллакс — геометрические явление, используемое для определения расстояний. Он хорошо выражен, если наблюдать объект с разных точек зрения относительно удаленного фона. Познать суть параллакса достаточно легко: вытяните перед собой палец или карандаш и закройте один глаз. Отметьте насколько далеко этот палец от другого объекта (скажем, от дерева, если вы на улице, или от шкафа, если вы находитесь в помещении). Теперь закройте этот глаз и откройте другой. Заметили, что палец или карандаш переместился относительно удаленного объекта? Это перемещение и является параллаксом. Если проделать аналогичный эксперимент, удерживая палец ближе к глазам, можно заметить, что расстояние, на которое перемещается палец или карандаш относительно удаленного объекта, стало больше. Чем ближе палец к глазам, тем больше он сдвигается относительно удаленного объекта при рассматривании пальца обоими глазами. Понятно, что это явление можно использовать для измерения расстояния до объекта, в данном случае — пальца.
На этом рисунке два положения Земли обозначены голубыми кружками, а Солнце — оранжевое. А — реальное положение звезды, расстояние до которой необходимо измерить. А2 и А3 — кажущиеся положения этой звезды с двух точек наблюдения относительно удаленной белой звезды DS. Р — параллактический угол. Измеряемое расстояние между Солнцем и звездой, обозначенное оранжевой линией AS, равно одному парсеку, если угол Р равен одной дуговой секунде.
Более подробное математическое объяснение измерения расстояний с помощью параллакса приводится в статье о длине и расстоянии. В общем случае, можно сказать, что расстояния следует измерять, когда Земля находится в двух противоположных точках ее орбиты вокруг Солнца (с интервалом в шесть месяцев, так как Земля делает один оборот вокруг Солнца за один год). Мы используем известное расстояние от Земли до Солнца (точно измеренное и называемое астрономической единицей) и измерим угол, образованный линией, соединяющей Землю в точке первого измерения, звезду, расстояние до которой измеряется, и точкой, в которой находится Земля во время второго измерения. Фактически, нам нужно знать только половину этого угла, которая называется параллактическим углом и обозначена на рисунке буквой P. Таким образом, имеется достаточно информации, чтобы рассчитать расстояние от Земли до звезды с помощью тригонометрических уравнений.
С помощью описанного метода можно измерить расстояние в различных единицах длины, но астрономы предпочитают парсек. Один парсек — это расстояние от Солнца до рассматриваемой звезды, если параллактический угол равен 1 дуговой секунде. Другой единицей длины является световой год (1 парсек = 3,26 светового года), однако эту единицу чаще используют журналисты. Астрономы предпочитают парсеки.
Четыре звезды имеют один и тот же размер, но расположены на разных расстояниях от нас. Звезда в положении 1 находится ближе всего, а звезда в положении 4 на максимальном удалении от нас. В результате мы видим ближние к нам звезды как более яркие, а удаленные — как менее яркие. Если известная их реальная яркость, можно сравнить ее с их кажущейся яркостью и, таким образом, узнать расстояние до них
Как и при радиолокационных измерениях, этот метод ограничен расстоянием, на которое удалена звезда. Если она слишком далеко (более 500 парсеков), то угол, который нужно измерить, слишком мал и измерить его практически невозможно. Поэтому для больших расстояний данный метод не работает.
Цефеиды
Для измерения расстояний в космосе можно использовать определенные типы звезд, называемых Цефеидами. Цефеида — пульсирующая звезда с точной зависимостью светимости (яркости) от периода пульсации. Чем больше этот период, тем выше яркость Цефеид. Эта корреляция между периодом пульсации я светимостью хорошо известна и все Цефеиды ведут себя одинаково. Поэтому, если известен период пульсации, который несложно наблюдать, можно измерить светимость звезды. Мы знаем, что чем дальше звезда, тем меньше ее яркость. Таким образом, если сравнить реальную яркость с кажущейся, можно определить расстояние до звезды.
Пульсация цефеид обусловлена их сжатием и расширением. При этом их яркость изменяется, и для определения периода нужно измерить время между точками с максимальной яркостью. Ядро звезды не изменяет размеры, однако их внешние газовые слои расширяются и сжимаются вследствие флуктуаций давления газа в этих слоях. Сжатие и расширение происходит за счет двух сил: гравитационного притяжения, которое приводит к сближению молекул газа в направлении центра звезды, и давления газа, которое приводит к расширению внешнего слоя.
Схематическое изображение пульсирующей Цефеиды с периодом в два дня. Пики светимости 1 декабря 2010 г., когда звезда начинает постепенно терять яркость. 2 декабря яркость минимальная. Затем звезда снова достигает максимальной светимости 3 декабря и уменьшает светимость 4 декабря и так далее
Когда звезда находится в сжатом состоянии, ее фотоны имеют высокую энергию и в результате давление повышается, что приводит к расширению внешней оболочки звезды. Когда это давление падает и становится меньше гравитационных сил, сжимающих оболочку, звезда сжимается. Затем процесс повторяется.
Цефеиды можно использовать для измерения расстояний до 40 миллионов парсеков, то есть намного больших, чем позволяет метод параллакса. Недостаток метода — цефеиды не так уж часто встречаются.
Сверхновая типа Ia
Еще одним стандартным измерителем расстояния являются сверхновые типа Ia. Идея аналогичная использованию Цефеид: при известной реальной светимости сверхновой в момент взрыва, когда яркость максимальна, можно сравнить ее с видимой яркостью звезды и, таким образом, определить насколько далеко она от нас. Именно эта категория сверхновых интересует нас в связи с тем, что они наиболее хорошо изучены, а их поведение предсказуемо, поэтому максимальная светимость во время взрыва хорошо известна. Эти взрывы происходит с двумя астрономическими объектами — с белыми карликами и еще одним белым карликом или со звездой-гигантом. Белый карлик представляет собой звезду очень высокой плотности в конце ее жизненного цикла, когда эта звезда «всасывает» материю находящихся рядом звезд (в нашем случае — второй звезды) до тех пор, пока не взорвется. Эти взрывы сверхновых позволяет измерять расстояния до галактик, в которых они находятся.
Другие методы измерения расстояний
Имеется еще несколько методов измерения расстояний в космосе. Один из них основан на предположении, что вселенная расширяется с известной скоростью. Если известна скорость, с которой галактики удаляются от нашей галактики, то с помощью закона Хаббла можно рассчитать насколько далеко они от нас. Закон Хаббла гласит, что расстояние до галактики равно скорости галактики, деленной на постоянную Хаббла, которая является известной константой. Скорость галактики можно определить, изучая спектр галактики, а затем, учитывая эффект Доплера, можно определить расстояние. Эффект Доплера, более известный в астрономии как смещение Доплера — это изменение частоты электромагнитного излучения (в нашем случае — света), излучаемого объектом, который движется относительно наблюдателя. При движении в сторону от наблюдателя этот спектр сдвигается в сторону низких частот, то есть в красную сторону, причем степень сдвига зависит от скорости удаления галактики. По смещению можно рассчитать скорость, а затем вычислить расстояние.
Примеры расчета расстояния до некоторых звезд и их звездного параллакса
Параллакс в дуговых миллисекундах и расстояние в световых годах
Канопус (α Киля)
Ригель Кентаурус (α Центавра A)
Сириус (α Большого Пса)
Вега (α Лиры)
Капелла (α Возничего)
Ригель (β Ориона)
Альтаир (α Орла)
Альдебаран (α Тельца)
Антарес (α Скорпиона)
Арктур (α Волопаса)
Unit Converter articles were edited and illustrated by Анатолий Золотков
Найдите правильный ответ на вопрос ✅ «Вычислить светимость Капеллы, если её видимая звёздная величина + 0,2m, а расстояние до неё 45 световых лет. …» по предмету 📘 Астрономия, а если вы сомневаетесь в правильности ответов или ответ отсутствует, то попробуйте воспользоваться умным поиском на сайте и найти ответы на похожие вопросы.
Смотреть другие ответы
Главная » Астрономия » Вычислить светимость Капеллы, если её видимая звёздная величина + 0,2m, а расстояние до неё 45 световых лет.
ПРАКТИЧЕСКАЯ РАБОТА
ОПРЕДЕЛЕНИЕ РАССТОЯНИЙ ДО ЗВЕЗД
МЕТОДОМ ГОДИЧНОГО ПАРАЛЛАКСА
Цели занятия:
1. Научится определять расстояния до звёзд с
помощью годичного параллакса.
2. Развить логического мышления, развитие умения
решать задачи.
3. Формировать научное мировоззрение и
диалектическое мышление.
Ключевые слова: звезды, годовой параллакс, астрономическая
единица, парсек.
Теоретический материал
Астрономические единицы.
Поскольку расстояние между астрономическими объектами
(планетами, звёздами, галактиками), огромны, пользоваться обычными единицами
длины – метры и километры – неудобно. Поэтому в астрономии приняты особые
единицы измерения расстояний: астрономическая единица, парсек и световой год.
Астрономическая единица (а.е.) равна среднему расстоянию от Земли до Солнца (149 600 000 км)
Парсек – расстояние, из которого а.е. (средний радиус орбиты
Земли) видна под углом 1” (секунда дуги): 1 пк = 206 265 а.е.
= 30 857 244 000 000 км = 3,08 ×
1013 км.
Световой год –
это расстояние, которое преодолеет световой поток за время, равное
календарному году:
1 св.год = 3 × 105 км/с × 365,25дней × 24часов × 3600 сек. = 9 467 280 000 000
км = 9,46 × 1012 км.
1 пс = 3,26 св.лет.
Годичный параллакс
Как измерить расстояние, если
до предмета не дотянуться ни линейкой, ни лучом локатора? На помощь приходит
метод триангуляции, широко применяемый в обычной земной геодезии.
Выбираем отрезок известной
длины – «базу»( на рисунке – точки А и С), измеряем из его концов углы, под
которыми видна недоступная по тем или иным причинам точка В, а затем простые
тригонометрические формулы дают искомое расстояние.
Когда мы переходим с одного
конца базы на другой, видимое направление на точку меняется, она сдвигается на
фоне далёких объектов. Это называется параллактическим смещением, или параллаксом.
Величина параллакса тем
меньше, чем дальше объект, и тем больше, чем длиннее база.
Для измерения
расстояний до звёзд приходится брать максимально доступную астрономам базу,
равную диаметру земной орбиты. Соответствующее параллактическое смещение звёзд
на небе (строго говоря, его половину) стали называть годичным параллаксом.
Годичным параллаксом звезды ρ
называется угол, под которым со звезды можно было бы видеть большую полуось
земной орбиты (равную 1 а. е.), перпендикулярную направлению на звезду.
Определить расстояние до
звезды можно, зная годовой параллакс ρ– угол, под которым со звезды был виден
радиус земной орбиты. Для этого звезду фотографируют с помощью телескопа через
каждые 6 месяцев, то есть из двух противоположных точек земной орбиты. На
фотографиях близкая звезда несколько меняет своё положение относительно других,
более удалённых. Если это смещение таково, что его можно измерить, то вычислив
соответствующий угол, можно рассчитать расстояние до звезды по формуле
где а – средний радиус земной
орбиты , D – расстояние до звезды ,
ρ – её годичный параллакс.
Если углы малые, то синус малого угла можно заменить
величиной самого угла в радианной мере:
sin p ≈ p’’/206265. Тогда получаем: D = a∙206265/p’’, или
в астрономических единицах.
Если расстояние нужно выразить в парсеках (1 пк = 206265
а.е.), то
Примеры решения
Задача №1:
Годичный
параллакс самой близкой к нам звезды Проксима из созвездия Кентавра – 0,762″.
Каково до неё расстояние (в пк, св.годах, км).
Дано: ρ = 0,762″ Решение: Dпс = 1 / ρ = 1 / 0,762 пк = 1,31 пк ,
Dпс – ? Dсвг = 3,26 св.лет × 1,31 = 4,27 св.лет ,
Dсв.г – ? Dr =
4,27 × 9,46 × 1012 км = 40,39 × 1012 км,
D – ? или D = 1,31 × 3,08 × 1013 км = 40,39 × 1012 км.
Задача
№2:
Найти расстояние до звезды Альдебаран (α созвездия Телец) , имеющей
годичный параллакс 0,05″. Выразите это расстояние в парсеках, световых годах и
километрах.
Дано: ρ = 0,05″ Решение: D пс = 1 / ρ =
1 / 0,05 пк = 20пк ,
D пс – ? D свг. = 3,26 св.лет × 20 = 65,2 св.лет ,
Dсв.г – ? D =
65,2 × 9,46 × 1012 км = 616,792 × 1012 км.
D – ?
ПРАКТИЧЕСКОЕ
ЗАДАНИЕ
Задача №1. Рассчитать расстояние в
световых годах до яркой звезды звёздного неба северного полушария Арктура (α в
созвездии Волопаса) если известно, что её параллакс равен 88.83 угловым
миллисекундам.
Задача №2. Рассчитать расстояние в
световых годах до яркой звезды звёздного неба северного полушария Канопус (α в
созвездии Киля) если известно, что её параллакс равен 10.55 угловым
миллисекундам.
Задача №3. Рассчитать расстояние в
световых годах до яркой звезды звёздного неба северного полушария Ригель
Кентаурус (α в созвездии Центавра A) если известно, что её параллакс равен
754,81 угловым миллисекундам
Задача №4. Рассчитать расстояние в
световых годах до яркой звезды звёздного неба северного полушария Сириус (α в
созвездии Большого Пса) если известно, что её параллакс равен 379,21 угловым
миллисекундам
Задача №5. Рассчитать расстояние в
световых годах до яркой звезды звёздного неба северного полушария Вега (α в
созвездии Лиры) если известно, что её параллакс равен 130,23 угловым миллисекундам
Задача №6. Рассчитать расстояние в
световых годах до яркой звезды звёздного неба северного полушария Капелла (α в
созвездии Возничего) если известно, что её параллакс равен 76,2 угловым
миллисекундам
Задача №7. Рассчитать расстояние в
световых годах до яркой звезды звёздного неба северного полушария Ригель (β в
созвездии Ориона) если известно, что её параллакс равен 3,78 угловым
миллисекундам.
Задача №8. Рассчитать расстояние в
световых годах до яркой звезды звёздного неба северного полушария Альтаир (α в созвездии Орла) если известно, что её параллакс
равен 194,95 угловым миллисекундам.
Задача №9. Рассчитать расстояние в
световых годах до яркой звезды звёздного неба северного полушария Антарес (α в
созвездии Скорпиона) если известно, что её параллакс равен 5,89 угловым
миллисекундам
Задача №10. Рассчитать расстояние в
световых годах до яркой звезды звёздного неба северного полушария Альдебаран
(α в созвездии Тельца) если известно, что её параллакс равен 49,97 угловым
миллисекундам.
Задача №11. Рассчитать расстояние в
световых годах до яркой звезды звёздного неба северного полушария Денеб (α в
созвездии Лебедь) если известно, что её параллакс равен 0,003 угловым
миллисекундам
Литература.
Астрономия.
Учебник для 10 класса средней школы. (Издание 15-ое). Издательство: Москва
“Просвещение” Год: 1983., 145 страниц.
Калькулятор
параллакса и расстояний онлайн _
https://www.translatorscafe.com/unit-converter/ru-RU/calculator/parallax-distance/
Ответы
|
1 |
11,257 |
36,72 СГ |
3,47*1014 |
|
2 |
94,787 |
309,15 СГ |
2,92*1015 |
|
3 |
1,325 |
4,32 СГ |
4,09*1013 |
|
4 |
2,637 |
8,6 СГ |
8,14*1013 |
|
5 |
7,679 |
25,04 СГ |
2,37*1014 |
|
6 |
13,123 |
42,8 СГ |
4,05*1014 |
|
7 |
264,55 |
862,85 СГ |
8,16*1015 |
|
8 |
5,13 парс |
16,73 СГ |
1,58*1014 |
|
9 |
169,779 |
553,75 СГ |
5,24*1015 |
|
10 |
20,012 |
65,27 СГ |
6,18*1014 |
|
11 |
333,333 |
1087,19 |
1,03*1016 |
Над землёю ночью поздней только руку протяни ты ухватишься за звёзды низко кажутся они… А. Хайт .
Расстояние до звезд
Учитель Горбунова Г.А.
При измерении больших расстояний используют разные методы: триангуляцию, радиолокацию. Например, расстояние до любой звезды или Луны измеряют методом триангуляции Зная базу – заданное (определённое)расстояние и углы α 1 и α 2 , под которыми телескопы направлены на объект, – можно найти расстояния АС и ВС: 4
Определение расстояния до звезды
Метод параллакса
- Вследствие годичного движения Земли по орбите близкие звезды немного перемещаются относительно далеких «неподвижных» звезд.
За год такая звезда
описывает на небесной
сфере малый эллипс,
размеры которого тем
меньше, чем звезда дальше.
Параллаксы даже самых близких звезд меньше 1″. С понятием параллакса связано название одной из основных единиц в астрономии – парсек. Парсек – это расстояние до воображаемой звезды, годичный параллакс которой равен 1″. R – расстояние в парсеках, p – годичный параллакс в секундах:
1 парсек = 3,26 светового года = 206 265 астрономических единиц = 3,083•10 15 м.
Угол (p), называемый годичным или тригонометрическим параллаксом звезды, равный половине ее видимого смещения за год, служит для измерения расстояния до нее на основе тригонометрических соотношений между сторонами и углами треугольника ЗСА, в котором известен угол p и базис – большая полуось земной орбиты Расстояние r до звезды, определяемое по величине ее тригонометрического параллакса p, равно: r = 206265″/p (а. е.), где параллакс p выражен в угловых секундах .
Единицы измерения расстояний до звёзд:
1 парсек = 3,26 светового года = 206 265 астрономических единиц = 3,083•10 15 м.
1 св.год – расстояние, которое проходит свет за 1 год
Понятие звёздной величины:
- m- magnitio –величина, наиболее яркие относятся к звёздам первой величины
- звёздная величина связана с понятием блеска
- блеск звезды 1 величины больше блеска звезды 6 величины в 100 раз
- не видимы невооруженным глазом звёзды начиная с 6-7 звёздной величины
Домашнее задание
- § 22, п1,п2
- Решить задачу:
- Найти расстояние в км до звезды Капеллы, если до неё 45 световых лет.
Текущая версия страницы пока не проверялась опытными участниками и может значительно отличаться от версии, проверенной 7 мая 2023 года; проверки требуют 3 правки.
У этого термина существуют и другие значения, см. Капелла.
Запрос «Capella» перенаправляется сюда; о музыканте см. Capella (музыкант).
| Капелла | |
|---|---|
| Двойная звезда | |
 |
|
|
Графики временно недоступны из-за технических проблем. |
|
| Наблюдательные данные (Эпоха J2000.0) |
|
| Прямое восхождение | 05ч 16м 41,40с |
| Склонение | +45° 59′ 53″ |
| Расстояние | 42,2 ± 0,5 св. года (12,9 ± 0,1 пк) |
| Видимая звёздная величина (V) |
+0,08 +0,6/+1,1 |
| Созвездие | Возничий |
| Астрометрия | |
| Лучевая скорость (Rv) | +30,2 км/c |
| Собственное движение | |
| • прямое восхождение | 75,52 mas в год |
| • склонение | −427,13 mas в год |
| Параллакс (π) | 77,29 ± 0,89 mas |
| Абсолютная звёздная величина (V) |
-0,5 +0,14/+0,29 |
| Спектральные характеристики | |
| Спектральный класс | K0IIIe+G1III |
| Показатель цвета | |
| • B−V | +0,80 |
| • U−B | +0,45 |
| Переменность | RS CVn |
| Физические характеристики | |
| Масса | 2,69±0,06/2,56±0,04 M⊙ |
| Радиус | 12,2±0,02/9,2±0,4 R⊙ |
| Возраст | 5,4−5,9⋅108 лет |
| Температура | 4940±50/5700±100 K |
| Светимость | 78,5±1,2/77,6±2,6 L⊙ |
| Металличность | 40% Солнечной |
| Вращение | 3/36 км/с |
| Часть от | Зимний круг |
| Элементы орбиты | |
| Период (P) | 0,284802 ± 0,000005 лет |
| Большая полуось (a) | 0,05647 ± 0,00005″ |
| Эксцентриситет (e) | 0,0000 ± 0,0002 |
| Наклонение (i) | 137,18 ± 0,05°v |
| Узел (Ω) | 40,8 ± 0,1° |
| Эпоха периастра (T) | 1989,00329 ± 0,00005 |
| Коды в каталогах | |
|
Alhajoth Ba α Возничего Fl 13 Возничего BD +45°1077, CCDM 05168+4559, FK5 193, HD 34029, HIP 24608, HR 1708, SAO 40186,GC=6427, ADS 3841, Gl 194 |
|
| Информация в базах данных | |
| SIMBAD | данные |
 Информация в Викиданных |
|
 Медиафайлы на Викискладе |
Капе́лла (α Aur / α Возничего / Альфа Возничего) — самая яркая звезда в созвездии Возничего, шестая по яркости звезда на небосклоне и третья по яркости на небе Северного полушария.
Капелла (лат. Capella — «Козочка»), также Капра (лат. Capra — «коза»), Аль Хайот (араб. العيوق — «коза») — жёлтый гигант. В рисунке созвездия Капелла расположена на плече Возничего. На картах неба часто на этом плече у Возничего рисовали козочку. Она ближе к северному полюсу мира, чем любая другая звезда первой величины (Полярная звезда — только второй величины) и вследствие этого играет важную роль во многих мифологических сказаниях. Капелла упоминается в табличке, датируемой 2000 до н. э.. На 46-й параллели северной широты Капелла проходит точно через зенит[1].
Физические характеристики[править | править код]
С астрономической точки зрения Капелла интересна тем, что это спектрально-двойная звезда. Две звезды-гиганта спектрального класса G, светимостью около 77 и 78 солнечных, удалены друг от друга на 100 млн км (2/3 расстояния от Земли до Солнца) и вращаются с периодом 104 дня. Первый и более тусклый компонент — Капелла Aa уже проэволюционировал с главной последовательности и находится на стадии красного гиганта, в недрах звезды уже начались процессы горения гелия. Второй и более яркий компонент — Капелла Ab тоже покинул главную последовательность и находится на так называемом «пробеле Герцшпрунга» — переходной стадии эволюции звёзд, при которой термоядерный синтез гелия из водорода в ядре уже закончился, но горение гелия ещё не началось. Капелла — источник гамма-излучения, возможно, из-за магнитной активности на поверхности одного из компонентов.
Массы звёзд приблизительно одинаковы и составляют 2,5 массы Солнца у каждой звезды. В перспективе вследствие расширения до красного гиганта оболочки звёзд расширятся и, вполне вероятно, соприкоснутся.
Центральные звезды имеют также слабый спутник, который, в свою очередь, сам является двойной звездой, состоящей из двух звёзд класса M — красных карликов, обращающихся вокруг основной пары по орбите радиусом примерно в один световой год.
Капелла была ярчайшей звездой неба в период с 210 000 до 160 000 лет до н. э. До этого роль самой яркой звезды неба играл Альдебаран, а после — Канопус[2]. Максимального блеска (−0,8m) Капелла достигла 240 000 лет назад, когда расстояние от Земли до звезды было 28 световых лет[3].
В мифологии[править | править код]
Название Капелла в переводе с латыни означает «козочка», поскольку в древнегреческой мифологии звезда символизировала козу Амалфею, вскормившую Зевса. Рог этой козы, после того, как был случайно сломан Зевсом, превратился в рог изобилия, который может наполняться всем, чем только пожелает его хозяин. В английской литературе звезда часто упоминается как «пастушья».
В индийской мифологии, Капелла рассматривалась как сердце Брахмы («Брахма Хридайа»).
В астрологии Капелла служит предвестником гражданских и военных почестей и богатства. Корнелиус Агриппа причислял её символ к каббалистическим.
Другие названия[править | править код]
- Аккад.: Дил-ган И-ку («Посланник света»), Дил-ган Бабилл («Покровитель Вавилона»)
- Араб.: Альхайот («Коза»)
- Латынь: Амалфея, Хиркус («Коза»)
См. также[править | править код]
- Список звёзд созвездия Возничего
Примечания[править | править код]
- ↑ This Week’s Sky at a Glance, January 19 – 27. Sky & Telescope.
- ↑ Fred Schaaf. The Brightest Stars. — Hoboken, New Jersey: John Wiley & Sons, 2008. — С. 155. — 281 с. — ISBN 978-0-471-70410-2.
- ↑ Звёзды / Ред.-сост. В.Г. Сурдин. — М.: Издательство Физико-математической литературы, 2008. — С. 34. — 428 с. — (Астрономия и астрофизика). — ISBN 9785-94052-164-8.
Литература[править | править код]
- Hummel, C. A., et al. Very high precision orbit of Capella by long baseline interferometry (англ.) , 1994, AJ, 107, 1859—1867
- Young P.R., Dupree A.K. Capella: Separating the Giants (англ.) (недоступная ссылка — история)., 2002, AJ, 565, 598—607
Ссылки[править | править код]
- Capella 4 (англ.)
