Звездная величина — показатель, характеризующий яркость звезды или какого-нибудь другого астрономического объекта.
Существует два вида звездных величин — видимая и абсолютная.
Видимая звездная величина характеризует ту яркость, которую мы видим или можем увидеть. То есть, она определяет условия наблюдения объекта с Земли.
Эта величина берет начало со II века до р.Х., когда Гиппарх предложил делить все звезды по яркости на шесть величин — самые яркие и лучше всего видимые он назвал звездами первой величины, а самые тусклые — шестой.
В основе классификации видимой яркости лежат два принципа.
Во-первых, яркость определяется числом квантов излучения объекта, принимаемых глазом или фотоприемником в единицу времени. Это позволяет оценить яркость объективно.
Во-вторых, она учитывает особенность человеческого зрения. Дело в том, что человек оценивает яркость не линейно, а логарифмически — психофизиологический закон Вебера-Фехнера утверждает, что для человека ощущение, вызванное неким раздражителем, изменяется пропорционально логарифму интенсивности раздражителя, то есть, применительно к свету, яркость света воспринимается нами пропорционально логарифму светового потока.
В связи с этим, видимая звездная величина m определяется по формуле:
Если b1-кажущаяся яркость звезды 1, а b2-кажущаяся яркость звезды 2, то разность величин задается выражением:
При этом пока все еще не так просто. Звезда или иной объект излучает (или отражает) свет разных длин волн — а человек их воспринимает по-разному. При одной и той же интенсивности зеленый свет воспринимается ярче, красный — тусклее, а инфракрасный, разумеется, не воспринимается вовсе.
Абсолютные звёздные величины
Видимый блеск и видимая звёздная величина звезды зависят от её расстояния до наблюдателя – r. Чтобы освободиться от влияния расстояния, введено понятие об абсолютном блеске и абсолютной величине звезды.
Абсолютным блеском звезды L называется тот блеск, который она имела бы, будучи удалена от наблюдателя на расстояние равное 10 парсекам.
Так как освещённость убывает обратно пропорционально квадрату расстояния, то абсолютный блеск L и видимый блеск l связаны соотношением:
L/l = r2/100 = 2,512m-M
m – видимая звёздная величина, М – абсолютная звёздная величина, под которой понимают ту звёздную величину, которую бы имела звезда, будучи удалённой на расстояние, равное 10 парсекам.
Из указанного соотношения получаем формулу:
М = m + 5 — 5lg r
С учётом межзвёздного поглощения:
М = m + 5 — 5lg r — А(r)
где А(r) – поглощение света, пропорциональное расстоянию до звезды.
Эта формула позволяет вычислить абсолютную звёздную величину звезды, если известно расстояние, и вычислить расстояние, если известна абсолютная величина, по формуле:
lg r = (m — M)/5 + 1
Абсолютные звёздные величины могут быть болометрическими, визуальными, фотографическими.
Солнце имеет абсолютную звёздную величину +4,7m.
Часто используют светимость звезды – отношение абсолютного блеска звезды к абсолютному блеску Солнца.
Самые яркие звёзды ярче Солнца на 14m, они испускают больше энергии в 1 000 000 раз. Самые слабые слабее на 14m. Они испускают меньше энергии в 300 000 раз.
Отношение светимостей самых ярких и самых слабых звёзд достигает около 100 млрд.
Источник
Светимость (блеск) звезд
Представьте, что где-то в море в ночной тьме тихо мерцает огонек. Если бывалый моряк не объяснит вам, что это, вы часто и не узнаете: то ли перед вами фонарик на носу проходящей шлюпки, то ли мощный прожектор далекого маяка.
В том же положении в темную ночь находимся и мы, глядя на мерцающие звезды. Их видимый блеск зависит и от их истинной силы света, называемой светимостью (полное количествл энергии, излучаемой по всем направлениям), и от их расстояния до нас. Только знание расстояния до звезды позволяет подсчитать ее светимость по сравнению с Солнцем. Так например, светимость звезды, в десять раз менее яркой в действительности, чем Солнце, выразится числом 0,1.
Истинную силу света звезды можно выразить еще иначе, вычислив, какой звездной величины она бы нам казалась, если бы она находилась от нас на стандартном расстоянии в 32,6 светового года, то есть на таком, что свет, несущийся со скоростью 300 000 км/сек, прошел бы его за это время.
где R — радиус звезды, Т — температура.
Принять такое стандартное расстояние оказалось удобным для различных расчетов. Яркость звезды, как и всякого источника света, изменяется обратно пропорционально квадрату расстояния от него. Этот закон позволяет вычислять абсолютные звездные величины или светимости звезд, зная расстояние до них.
Когда расстояния до звезд стали известны, то мы смогли вычислить их светимости, то есть смогли как бы выстроить их в одну шеренгу и сравнивать друг с другом в одинаковых условиях. Надо сознаться, что результаты оказались поразительными, поскольку раньше предполагали, что все звезды «похожи на наше Солнце». Светимости звезд оказались поразительно разнообразными, и их в нашей шеренге не сравнить ни с какой шеренгой пионеров.
Приведем только крайние примеры светимости в мире звезд.
Самой слабой из известных долго являлась звезда, которая в 50 тысяч раз слабее Солнца, и ее абсолютная величина светимости: +16,6. Однако, впоследствии были открыты и ещё более слабые звезды, светимость которых, по сравнению с солнцем, меньше в миллионы раз!
Размеры в космосе обманчивы: Денеб с Земли сияет ярче Антареса, а вот Пистолет — не виден совсем. Тем не менее, наблюдателю с нашей планеты и Денеб и Антарес кажутся просто незначительными точками, по сравнению с Солнцем. Насколько это неверно можно судить по простому факту: Пистолет выпускает в секунду столько же света, сколько Солнце — за год!
На другом краю шеренги звезд стоит «S» Золотой Рыбы, видимая только в странах Южного полушария Земли как звездочка восьмой величины (то есть даже не видимая без телескопа!). В действительности она в 400 тысяч раз ярче Солнца, и ее абсолютная величина светимости: —8,9.
Абсолютная величина светимости нашего Солнца равна +5. Не так уж и много! С расстояния в 32,6 светового года мы бы его плохо видели без бинокля.
Если яркость обычной свечи принять за яркость Солнца, то в сравнении с ней «S» Золотой Рыбы будет мощным прожектором, а самая слабая звезда слабее самого жалкого светлячка.
Итак, звезды — это далекие солнца, но их сила света может быть совершенно иной, чем у нашего светила. Образно выражаясь, менять наше Солнце на другое нужно было бы с оглядкой. От света одного мы ослепли бы, при свете другого бродили бы, как в сумерках.
Наше Солнце справедливо называют типичной звездой, но среди огромного многообразия мира звёзд есть немало таких, которые значительно отличаются от него по физическим характеристикам. Поэтому более полное представление о звёздах даёт такое определение:
звезда — это пространственно обособленный, гравитационно связанный, непрозрачный для излучения космический объект, в котором в значительных масштабах происходили, происходят или будут происходить термоядерные реакции превращения водорода в гелий.
Солнце существует уже несколько миллиардов лет и мало изменилось за это время, поскольку в его недрах всё ещё происходят термоядерные реакции, в результате которых из четырёх протонов (ядер водорода) образуется альфа-частица (ядро гелия, состоящее из двух протонов и двух нейтронов). Более массивные звёзды расходуют запасы водорода значительно быстрее (за десятки миллионов лет). После того как водород израсходован, начинаются реакции между ядрами гелия с образованием устойчивого изотопа углерода-12 и другие реакции, продуктами которых являются кислород и тяжёлые элементы (натрий, сера, магний и т. д.). Таким образом, в недрах звёзд образуются ядра многих химических элементов, вплоть до железа.
У наиболее массивных звёзд прекращение всех возможных термоядерных реакций сопровождается мощным взрывом, который наблюдается как вспышка сверхновой звезды.
Все элементы, которые входят в состав нашей планеты и всего живого на ней, образовались в результате термоядерных реакций, происходивших в звёздах, поэтому звёзды не только самые распространённые во Вселенной объекты, но и самые важные для понимания происходящих в ней явлений и процессов.
Именно термоядерные реакции являются характерной отличительной особенностью звёзд от планет. Поэтому современное определение планеты формулируется так:
планета — небесное тело, обращающееся вокруг звезды или остатка звезды, достаточно массивное, чтобы приобрести сферическую форму под действием собственной гравитации, и своим воздействием удалившее малые тела с орбиты, близкой к собственной, но при этом в её недрах не происходят и никогда не происходили реакции термоядерного синтеза.
Мысли о том, что звёзды — это далёкие солнца, высказывались ещё в глубокой древности. Однако долгое время оставалось неясным, как далеко они находятся от Земли. Ещё Аристотель понимал, что если Земля движется, то, наблюдая положение какой-либо звезды из двух диаметрально противоположных точек земной орбиты, можно заметить, что направление на звезду изменится (рис. 5.12). Это кажущееся (параллактическое) смещение звезды будет служить мерой расстояния до неё: чем оно больше, тем ближе к нам расположена звезда. Но не только самому Аристотелю, но даже значительно позднее Копернику не удалось обнаружить это смещение. Только в конце первой половины XIX в., когда телескопы были оборудованы приспособлениями для точных угловых измерений, удалось измерить такое смещение у ближайших звёзд.
Рис. 5.12. Параллактическое смещение звезды
Рис. 5.13. Годичный параллакс звезды
Годичным параллаксом звезды p называется угол, под которым со звезды можно было бы видеть большую полуось земной орбиты (равную 1 а. е.), перпендикулярную направлению на звезду (рис. 5.13).
Расстояние до звезды
D = 
,
где a — большая полуось земной орбиты. Заменив синус малого угла величиной самого угла, выраженной в радианной мере, и приняв a = 1 а. е., получим следующую формулу для вычисления расстояния до звезды в астрономических единицах:
D = 
.
В 1837 г. впервые были осуществлены надёжные измерения годичного параллакса. Русский астроном Василий Яковлевич Струве (1793—1864) провёл эти измерения для ярчайшей звезды Северного полушария Веги (α Лиры). Почти одновременно в других странах определили параллаксы ещё двух звёзд, одной из которых была α Центавра. Эта звезда, которая с территории России не видна, оказалась ближайшей к нам. Даже у неё годичный параллакс составил всего 0,75ʺ. Под таким углом невооружённому глазу видна проволочка толщиной 1 мм с расстояния 280 м. Поэтому неудивительно, что столь малые угловые смещения так долго не могли заметить.
Расстояние до ближайшей звезды, параллакс которой p = 0,75ʺ, составляет D = 
= 270 000 а. е. Единицами для измерения столь значительных расстояний являются парсек и световой год.
Парсек — это такое расстояние, на котором параллакс звёзд равен 1ʺ. Отсюда и название этой единицы: пар — от слова «параллакс», сек — от слова «секунда». Расстояние в парсеках равно обратной величине годичного параллакса. Например, поскольку параллакс α Центавра равен 0,75ʺ, расстояние до неё равно 1,3 парсека.
Световой год — это такое расстояние, которое свет, распространяясь со скоростью 300 тыс. км/с, проходит за год. От ближайшей звезды свет идёт до Земли свыше четырёх лет, тогда как от Солнца около восьми минут, а от Луны немногим более одной секунды.
1 пк (парсек) = 3,26 светового года = 206 265 а. е. = 3•1013 км.
К настоящему времени с помощью специального спутника «Гиппаркос» измерены годичные параллаксы более 118 тыс. звёзд с точностью 0,001ʺ.
Таким образом, теперь измерением годичного параллакса можно надёжно определить расстояния до звёзд, удалённых от нас на 1000 пк, или 3000 св. лет. Расстояния до более далёких звёзд определяются другими методами.
После того как астрономы получили возможность определять расстояния до звёзд, выяснилось, что звёзды, находящиеся на одинаковом расстоянии, могут отличаться по видимой яркости (т. е. по блеску). Стало очевидно, что звёзды имеют различную светимость. Солнце кажется самым ярким объектом на небе только потому, что оно находится гораздо ближе всех остальных звёзд.
Светимостью называется полная энергия, излучаемая звездой в единицу времени.
Она выражается в абсолютных единицах (ваттах) или в единицах светимости Солнца.
В астрономии принято сравнивать звёзды по светимости, рассчитывая их блеск (звёздную величину) для одного и того же стандартного расстояния — 10 пк.
Видимая звёздная величина, которую имела бы звезда, если бы находилась от нас на расстоянии D0 = 10 пк, получила название абсолютной звёздной величины M.
Рассмотрим, как можно определить абсолютную звёздную величину M, зная расстояние до звезды D (или параллакс — p) и её видимую звёздную величину m. Напомним, что блеск двух источников, звёздные величины которых отличаются на единицу, отличается в 2,512 раза. Для звёзд, звёздные величины которых равны m1 и m2 соответственно, отношение их блесков I1 и I2 выражается соотношением:
I1 : I2 = 
.
Для видимой и абсолютной звёздных величин одной и той же звезды отношение блесков будет выглядеть так:
I : I0 = 2,512M – m,
где I0 — блеск этой звезды, если бы она находилась на расстоянии D0 = 10 пк.
В то же время известно, что блеск звезды меняется обратно пропорционально квадрату расстояния до неё. Поэтому
I : I0 = 
: D2.
Следовательно,
2,512M – m = 
: D2.
Логарифмируя это выражение, находим
0,4(M – m) = lg 102 – lg D2,
или
M = m + 5 – 5 lg D,
или
M = m + 5 + lg p.
Абсолютная звёздная величина Солнца M☉ = 5m. Иначе говоря, с расстояния 10 пк наше Солнце выглядело бы как звезда пятой звёздной величины.
Зная абсолютную звёздную величину звезды M, легко вычислить её светимость L. Считая светимость Солнца L☉ = 1, получаем:
L = 2,5125 – M,
или
lg L = 0,4(5 – M).
По светимости (мощности излучения) звёзды значительно отличаются друг от друга: некоторые излучают энергию в сотни тысяч раз больше, чем Солнце, другие — в десятки тысяч раз меньше. Абсолютные звёздные величины звёзд наиболее высокой светимости (гигантов и сверхгигантов) достигают M = –9m, а звёзды-карлики, обладающие наименьшей светимостью, имеют абсолютную звёздную величину M = +17m.
Всю информацию о звёздах можно получить только на основе исследования приходящего от них излучения. Наблюдая звёзды, можно заметить, что они имеют различный цвет. Хорошо известно, что цвет любого нагретого тела, в частности звезды, зависит от его температуры. Более полное представление об этой зависимости даёт изучение звёздных спектров. Для большинства звёзд это спектры поглощения, в которых на фоне непрерывного спектра наблюдаются тёмные линии.
Температуру наружных слоёв звезды, от которых приходит излучение, определяют по распределению энергии в непрерывном спектре (рис. 5.14), а также по интенсивности разных спектральных линий. Длина волны, на которую приходится максимум излучения, зависит от температуры излучающего тела. По мере увеличения температуры положение максимума смещается от красного к фиолетовому концу спектра. Количественно эта зависимость выражается законом Ви́на:
λmax = 
,
где λmax — длина волны (в см), на которую приходится максимум излучения, а T — абсолютная температура.
Рис. 5.14. Распределение энергии в непрерывном спектре Солнца и чёрного тела при различных температурах
Как оказалось, эта температура для различных типов звёзд заключена в пределах от 2500 до 50 000 К. Изменение температуры меняет состояние атомов и молекул в атмосферах звёзд, что отражается в их спектрах. По ряду характерных особенностей спектров звёзды разделены на спектральные классы, которые обозначены латинскими буквами и расположены в порядке, соответствующем убыванию температуры: O, B, A, F, G, K, M.
У наиболее холодных (красных) звёзд класса M в спектрах наблюдаются линии поглощения некоторых двухатомных молекул (например, оксидов титана, циркония и углерода). Примерами звёзд, температура которых около 3000 К, являются Антарес и Бетельгейзе.
В спектрах жёлтых звёзд класса G с температурой около 6000 К, к которым относится и Солнце, преобладают линии металлов: железа, натрия, кальция и т. д. По температуре, спектру и цвету сходна с Солнцем звезда Капелла.
Для спектров белых звёзд класса A, которые имеют температуру около 10 000 К (Вега, Денеб и Сириус), наиболее характерны линии водорода и множество слабых линий ионизованных металлов. В спектрах наиболее горячих звёзд появляются линии нейтрального и ионизованного гелия.
Различия звёздных спектров объясняются отнюдь не разнообразием их химического состава, а различием температуры и других физических условий в атмосферах звёзд. Изучение спектров показывает, что преобладают в составе звёздных атмосфер (и звёзд в целом) водород и гелий. На долю всех остальных химических элементов приходится не более нескольких процентов.
Измерение положения спектральных линий позволяет не только получить информацию о химическом составе звёзд, но и определить скорость их движения. Если источник излучения (звезда или любой другой объект) приближается к наблюдателю или удаляется от него со скоростью v, то наблюдатель будет регистрировать изменение длины волны принимаемого излучения. В случае уменьшения расстояния между наблюдателем и звездой длина волны уменьшается и соответствующая линия смещается к сине-фиолетовому концу спектра. При удалении звезды длина волны излучения увеличивается, а линия смещается в красную его часть. Это явление получило название эффекта Доплера, согласно которому зависимость разности длин волн от скорости источника по лучу зрения v и скорости света c выражается следующей формулой:
= 
,
где λ0 — длина волны спектральной линии для неподвижного источника, а λ — длина волны в спектре движущегося источника.
Эффект Доплера наблюдается в оптической и других областях спектра и широко используется в астрономии.
Полученные данные о светимости и спектрах звёзд уже в начале XX в. были сопоставлены двумя астрономами — Эйнаром Герцшпрунгом (Голландия) и Генри Расселлом (США) — и представлены в виде диаграммы, которая получила название «диаграмма Герцшпрунга—Расселла». Если по горизонтальной оси отложены спектральные классы (температура) звёзд, а по вертикальной — их светимости (абсолютные звёздные величины), то каждой звезде будет соответствовать определённая точка на этой диаграмме (рис. 5.15). В результате обнаруживается определённая закономерность в расположении звёзд на диаграмме — они не заполняют всё её поле, а образуют несколько групп, названных последовательностями. Наиболее многочисленной (примерно 90% всех звёзд) оказалась главная последовательность, к числу звёзд которой принадлежит наше Солнце (его положение отмечено на диаграмме кружочком). Звёзды этой последовательности отличаются друг от друга по светимости и температуре, и взаимосвязь этих характеристик соблюдается весьма строго: самую высокую светимость имеют наиболее горячие звёзды, а по мере уменьшения температуры светимость падает. Красные звёзды малой светимости получили название красных карликов. Вместе с тем на диаграмме существуют и другие последовательности, где подобная закономерность не соблюдается. Особенно заметно это среди более холодных (красных) звёзд: помимо звёзд, принадлежащих главной последовательности и потому имеющих малую светимость, на диаграмме представлены звёзды высокой светимости, которая практически не меняется при изменении их температуры. Такие звёзды принадлежат двум последовательностям (гиганты и сверхгиганты), получившим эти названия вследствие своей светимости, которая значительно превосходит светимость Солнца. Особое место на диаграмме занимают горячие звёзды малой светимости — белые карлики.
Рис. 5.15. Диаграмма «спектр — светимость»
Лишь к концу XX в., когда объём знаний о физических процессах, происходящих в звёздах, существенно увеличился и стали понятными пути их эволюции, удалось найти теоретическое обоснование тем эмпирическим закономерностям, которые отражает диаграмма «спектр — светимость».
Какова светимость звезды ξ Скорпиона, если её звёздная величина 3m, а расстояние до неё 7500 св. лет?
|
Дано: m = 3m D = 7500 св. лет |
Решение: lg L = 0,4(5 – M). M = m + 5 – 5 lg D, где D = 7500 : 3,26 = 2300 пк. Тогда M = 3 + 5 – 5 lg 2300 = –8,8. lg L = 0,4•[5 – (–8,8)] = 5,52. |
|
L — ? |
Отсюда L = 330 000.
Ответ: L = 330 000.
Вопросы 1. Как определяют расстояния до звёзд? 2. От чего зависит цвет звезды? 3. В чём главная причина различия спектров звёзд? 4. От чего зависит светимость звезды?
Упражнение 18 1. Во сколько раз Сириус ярче, чем Альдебаран; Солнце ярче, чем Сириус? 2. Одна звезда ярче другой в 16 раз. Чему равна разность их звёздных величин? 3. Параллакс Веги 0,11ʺ. Сколько времени идёт свет от неё до Земли? 4. Сколько лет надо было бы лететь по направлению к созвездию Лиры со скоростью 30 км/с, чтобы Вега стала вдвое ближе? 5. Во сколько раз звезда 3,4 звёздной величины слабее, чем Сириус, имеющий звёздную величину –1,6? Чему равны абсолютные величины этих звёзд, если расстояние до каждой составляет 3 пк?
http://www.astrogalaxy.ru/065.html
Одни звезды светят более мощно, другие – слабее. Мощность излучения звезды называется светимостью. Светимость – это полная энергия, излучаемая звездой за 1 секунду. Светимость звезды характеризует поток энергии, излучаемой звездой по всем направлениям, и имеет размерность мощности Дж/с или Вт. Светимость определяется, если известны видимая величина и расстояние до звезды. Если для определения видимой величины астрономия располагает вполне надежными инструментальными методами, то расстояние до звезд определить не так просто.
Абсолютная звездная величина Солнца во всем диапазоне излучения (болометрическая величина) M = 4,72, его светимость L = 3,86∙1026 Вт. Зная абсолютную звездную величину, можно найти светимость: lg L/L = 0,4•(M – M).
| Звезда | Светимость |
| Сириус | 22 L |
| Канопус | 4 700 L |
| Арктур | 107 L |
| Вега | 50 L |
Светимости других звезд определяют в относительных единицах, сравнивая со светимостью Солнца. Известны звезды, излучающие в десятки тысяч раз меньше, чем Солнце. А звезда S Золотой Рыбы, видимая только в странах южного полушария Земли как звездочка 8-й звездной величины (не видимая невооруженным глазом!), в миллион раз ярче Солнца, ее абсолютная звездная величина М = –10,6. По светимости звезды могут отличаться в миллиард раз. Среди звезд очень высокой светимости выделяют гиганты и сверхгиганты. Большинство гигантов имеет температуру 3 000–4 000 К, поэтому их называют красными гигантами.
Альдебаран – красный гигант в созвездии Тельца.
Альфа Ориона – Бетельгейзе. Сверхгиганты, например, Бетельгейзе – самые мощные источники света. Звезды, имеющие маленькую светимость, называются карликами.
Небольшая точка рядом с Сириусом – его спутник, белый карлик Сириус B. Спектры звезд – это их паспорта с описанием всех звездных особенностей. Звезды состоят из тех же химических элементов, которые известны на Земле, но в процентном отношении в них преобладают легкие элементы: водород и гелий. По спектру звезды можно узнать ее светимость, расстояние до звезды, температуру, размер, химический состав ее атмосферы, скорость вращения вокруг оси, особенности движения вокруг общего центра тяжести. Спектральный аппарат, устанавливаемый на телескопе, раскладывает свет звезды по длинам волн в полоску спектра. По спектру можно узнать, какая энергия приходит от звезды на различных длинах волн и оценить очень точно ее температуру. Цвет и спектр звезд связан с их температурой. В холодных звездах с температурой фотосферы 3 000 К преобладает излучение в красной области спектра. В спектрах таких звездах много линий металлов и молекул. В горячих голубых звездах с температурой свыше 10 000–15 000 К большая часть атомов ионизована. Полностью ионизованные атомы не дают спектральных линий, поэтому в спектрах таких звездах линий мало.
Согласно спектрам звезды делятся на спектральные классы:
| Спектральный класс | Цвет | Температура, K | Особенности спектра | Типичные звезды |
| W | Голубой | 80 000 | Излучения в линиях гелия, азота, кислорода. | γ Парусов |
| О | Голубой | 40 000 | Интенсивные линии ионизированного гелия, линий металлов нет. | Минтака |
| В | Голубовато-белый | 20 000 | Линии нейтрального гелия. Слабые линии Н и К ионизованного кальция | Спика |
| А | Белый | 10 000 | Линии водорода достигают наибольшей интенсивности. Видны линии Н и К ионизованного кальция, слабые линии металлов | Сириус, Вега |
| F | Желтоватый | 7 000 | Ионизированные металлы. Линии водорода ослабевают | Процион, Канопус |
| G | Желтый | 6 000 | Нейтральные металлы, интенсивные линии ионизованного кальция Н и К | Солнце, Капелла |
| К | Оранжевый | 4 500 | Линий водорода почти нет. Присутствуют слабые полосы окиси титана. Многочисленные линии металлов. | Арктур, Альдебаран |
| М | Красный | 3 000 | Сильные полосы окиси титана и других молекулярных соединений | Антарес, Бетельгейзе |
| L | Темно-красный | 2 000 | Сильные полосы CrH, рубидия, цезия | Kelu-1 |
| T | «Коричневый» карлик | 1 500 | Интенсивные полосы поглощения воды, метана, молекулярного водорода | Gliese 229B |
Более детальная классификация звезд называется гарвардской.
Спектры различных звезд. Характерной особенностью звездных спектров также является наличие у них огромного количества линий поглощения, принадлежащих различным элементам. Тонкий анализ этих линий позволил получить особенно ценную информацию о природе наружных слоев звезд.
Химический состав наружных слоев звезд, откуда к нам непосредственно приходит их излучение, характеризуется полным преобладанием водорода. На втором месте находится гелий, а количество остальных элементов достаточно невелико. Приблизительно на каждые десять тысяч атомов водорода приходится тысяча атомов гелия, около 10 атомов кислорода, немного меньше углерода и азота и всего лишь один атом железа. Примеси остальных элементов совершенно ничтожны. Без преувеличения можно сказать, что звезды состоят из водорода и гелия с небольшой примесью более тяжелых элементов. Хорошим индикатором температуры наружных слоев звезды является ее цвет. Горячие звезды спектральных классов О и В имеют голубой цвет; звезды, сходные с нашим Солнцем (спектральный класс которого G2), представляются желтыми, звезды же спектральных классов К и М – красные. В астрофизике имеется тщательно разработанная и вполне объективная система цветов. Она основана на сравнении наблюдаемых звездных величин, полученных через различные строго эталонированные светофильтры. Количественно цвет звезд характеризуется разностью двух величин, полученных через два фильтра, один из которых пропускает преимущественно синие лучи («В»), а другой имеет кривую спектральной чувствительности, сходную с человеческим глазом («V»). Техника измерений цвета звезд настолько высока, что по измеренному значению B-V можно определить спектральный класс звезды с точностью до подкласса. Для слабых звезд анализ цветов – единственная возможность их спектральной классификации.
Гарвардская спектральная классификация основана на наличии или отсутствии, а также относительной интенсивности определенных спектральных линий.
Кроме перечисленных в таблице основных спектральных классов для относительно холодных звезд имеются еще классы N и R (полосы поглощения молекул углерода C2, циана CN и окиси углерода CO), класс S (полосы окисей титана TiO и циркония ZrO), а также для самых холодных звезд – класс L (полоса CrH, линии рубидия, цезия, калия и натрия). Для объектов субзвездного типа – «коричневых карликов», промежуточных по массе между звездами и планетами, недавно введен специальный спектральный класс T (полосы поглощения воды, метана и молекулярного водорода). Спектральные классы О, В, А часто называют горячими или ранними, классы F и G – солнечными, а классы К и М – холодными или поздними спектральными классами. Для более тонкого определения звездных спектров интервалы между перечисленными классами делятся на 10 частей-подклассов. Например, F5 – это спектр, средний между F0 и G0. Спектральный класс Солнца – G2.
Возможность измерять и сравнивать блеск разных звезд привела к открытию новой области в астрономии – колориметрии. Колориметрия – это измерение цвета звезд и его изучение.
Ощущение цвета чисто субъективное, оно зависит от реакции сетчатки глаза наблюдателя. Цветочувствительность глаза человека ограничена примерно следующей областью: от фиолетовых лучей (4 000 A) до красных лучей (7 500 A). Звезды излучают энергию во всех диапазонах электромагнитного спектра, не только в видимой области. Цвета звезд определяются отношением интенсивностей излучения в двух или нескольких областях спектра. Вначале цвет звезд предложили измерять при помощи фотографий. Если звезду сфотографировать на две фотопластинки, одна из которых чувствительна к более коротким, синим лучам, а вторая – к более длинным, красным лучам, то почернение, то есть видимая звездная величина на разных фотопластинках будет разная. Разность между фотографическими звездными величинами назвали показателем цвета CI (англ. color index).
CI = m(1) – m(2). Красные звезды имеют положительные показатели цвета, а бело-голубые звезды – отрицательные. С развитием техники фотометрических измерений и появлением фотоумножителей договорились употреблять систему цветов U, B, V. Система U, B, V заменила прежнюю фотографическую и фотовизуальную систему определения цветов. Система цветов U измеряет звездные величины в ультрафиолетовой области спектра, система цветов В – в обычной фотографической области, которая соответствует синим лучам, а система цветов V – в области того цвета, который преобладает в освещении нашей планеты, т.е. желтого цвета.
|
||||||||||||||||
|
Система UBV. |
Показатель цвета B-V позволяет сравнивать интенсивности излучения в синих и желтых лучах, а показатель цвета U-B в ультрафиолетовом и синем диапазоне спектра. Условились считать, что показатель цвета B-V для звезды класса АО равен нулю. Это соответствует потоку квантов с длиной волны 5 550 A. Если показатель цвета звезды главной последовательности отрицательный, то это звезда ранних спектральных классов с температурой поверхности больше 10 000 К. Если показатель цвета положительный, то это звезда поздних спектральных классов с температурой поверхности менее 10 000 К. Таким образом, в колориметрии устанавливается связь между показатель цвета B-V, спектральным классом и температурой фотосферы для звезд главной последовательности. Звезды, за редчайшим исключением, наблюдаются как точечные источники излучения. Это означает, что их угловые размеры очень малы. Даже в самые большие телескопы нельзя увидеть звезды в виде «реальных» дисков. Звезда даже в самый большой телескоп не может быть разрешена.
Методы определения размеров звезд:
- по наблюдениям затмения Луной звезды можно определить угловой размер, а, зная расстояние до звезды, можно определить ее истинные, линейные размеры;
- непосредственно размеры звезды можно измерить на специальном приборе – оптическом интерферометре;
- размеры звезды можно рассчитать теоретически, исходя из оценок полной светимости и температуры по закону Стефана – Больцмана.
Светимость звезды связана с радиусом звезды формулой L = T4 • 4R2. Этот метод позволяет найти радиус звезды по ее температуре и светимости, так как параметры R , L , T известны. Сравнительные размеры Солнца и гигантов.
Сравнительные размеры Солнца и карликов.
Размеры звезд существенно различаются между собой: существуют карлики, гиганты и обычные звезды, которых большинство. Измерения показали, что размеры белых карликов – несколько тысяч километров, а размеры красных гигантов сравнимы с размерами Солнечной системы. Масса звезды – едва ли не самая важная ее характеристика. Масса определяет весь жизненный путь звезды. Массу можно оценить для звезд, входящих в двойные звездные системы, если известны большая полуось орбиты а и период обращения T. В этом случае массы определяются из третьего закона Кеплера, который может быть записан в следующем виде: здесь М1 и М2 – массы компонент системы, G – гравитационная постоянная. Уравнение дает сумму масс компонент системы. Если к тому же известно отношение орбитальных скоростей, то их массы можно определить отдельно. К сожалению, только для сравнительно небольшого количества двойных систем можно таким образом определить массу каждой из звезд.
Все другие способы оценок массы – косвенные. В сущности говоря, астрономия не располагала и не располагает в настоящее время методом прямого и независимого определения массы изолированной звезды. И это серьезный недостаток нашей науки о Вселенной. Если бы такой метод существовал, прогресс наших знаний был бы значительно более быстрым. Для звезд главной последовательности установлено, что чем больше масса, тем выше светимость звезды. Эта зависимость нелинейна: например, с увеличением массы вдвое светимость возрастает более чем в 10 раз. Самые малые по массе звезды значительно массивнее любой планеты Солнечной системы. Массы звезд заключены в пределах от 0,1 масс Солнца до нескольких десятков масс Солнца. Таким образом, массы звезд различаются всего в несколько сот раз.
Сравнения масс и светимостей для большинства звезд выявили следующую зависимость: светимость приблизительно пропорциональна четвертой степени массы.
Плотность газа в центре Солнца в сто раз превышает плотность воды. Звезда, весящая в два раза больше, чем Солнце, излучает примерно в 16 раз мощнее. Под действием высокой температуры (миллионы кельвинов) атомы ядра полностью ионизируются, а расстояния между ними сокращаются. Плотность газа в центре Солнца в сто раз превышает плотность воды. Температура звезды также увеличивается по мере приближения к центру. Звезды ранних спектральных классов О, В, А характеризуются также высокими скоростями вращения.
Экваториальные скорости вращения звезд:
спектр v, км/с О5 400 А0 320 А5 250 F0 180
Наибольшие наблюдаемые скорости найдены у звезд с эмиссионными линиями в спектре и, конечно, у нейтронных звезд. Наше Солнце вращается с экваториальной скоростью 2 км/с. Звезды сильно различаются по размерам, светимости, температуре.
Благодаря огромной площади поверхности, гиганты излучают неизмеримо больше энергии, чем нормальные звезды вроде Солнца, несмотря на то, что температура их поверхности значительно ниже. Радиус красного сверхгиганта Бетельгейзе (созв. Ориона) во много раз превосходит радиус Солнца. Напротив, размер нормальной красной звезды, как правило, не превосходит одной десятой размера Солнца. По контрасту с гигантами их называют карликами. Например, две звезды, имеющие одинаковый спектральный класс М2, Бетельгейзе и Лаланд 21185, различаются по светимости в 600 000 раз. Светимость Бетельгейзе в 3 000 раз больше светимости Солнца, а Лаланд 21185 – в 200 раз меньше. Гигантами и карликами звезды бывают на разных стадиях своей эволюции, и гигант, достигнув «пожилого возраста», может превратиться в белый карлик. Наряду с красными гигантами и сверхгигантами встречаются белые и голубые сверхгиганты: Регул (α Льва), Ригель (β Ориона).
Наше Солнце справедливо называют типичной звездой. Но среди
большого и разнообразного числа звёзд есть немало таких, которые значительно
отличаются от него по своим физическим характеристикам и химическому составу.
Поэтому полное представление о звёздах даст такое определение:
Звезда — это массивный газовый шар, излучающий свет и
удерживаемый в состоянии равновесия силами собственной гравитации и внутренним
давлением, в недрах которого происходят (или происходили ранее) реакции
термоядерного синтеза.
Мысли о том, что звёзды — это далёкие солнца, высказывались
ещё в глубокой древности. Но из-за колоссальных расстояний до них диски звёзд
не видны даже в самые мощные телескопы. Поэтому, чтобы найти возможность
сравнивать звёзды между собой и с Солнцем, необходимо было придумать способы
определения расстояний до них.
Ещё Аристотель предполагал, что если Земля движется вокруг
Солнца, то, наблюдая за звездой из двух диаметрально противоположных точек
земной орбиты, можно заметить изменение направления на звезду — её параллактическое
(то есть кажущееся) смещение.
Такая же идея измерения расстояний была предложена и Николаем
Коперником после опубликования им гелиоцентрической системы мироустройства.
Однако ни Копернику, ни тем более Аристотелю не удалось обнаружить это
смещение.
Лишь к середине XIX века, когда на телескопы стали ставить оборудование для
точного измерения углов, удалось измерить такое смещение у ближайших звёзд. Как
удалось установить, кажущееся перемещение более близкой звезды на фоне очень
далёких звёзд происходит по эллипсу с периодом в один год и отражает движение
наблюдателя вместе с Землёй вокруг Солнца. Этот небольшой эллипс, который
описывает звезда, называется параллактическим эллипсом.
В угловой мере его большая полуось равна величине угла, под
которым со звезды видна большая полуось земной орбиты, перпендикулярная
направлению на звезду. Этот угол называется годичным параллаксом и
обозначается греческой буквой π или латинской буквой р.
Зная годичное параллактическое смещение звезды, можно легко
определить расстояние до неё:
В записанной формуле а — это
средний радиус земной орбиты.
Если учесть, что годичные параллаксы звёзд измеряются десятитысячными
долями секунды, а большая полуось земной орбиты равна одной астрономической
единице, то можно получить формулу для вычисления расстояния до звезды в
астрономических единицах:
Первые надёжные измерения годичного параллакса были
осуществлены почти одновременно в Германии, России и Англии в 1837 году.
В России первые измерения годичного параллакса были проведены
Василием Яковлевичем Струве для яркой звезды Северного полушария Веги. Давайте
по его данным определим расстояние до этой звезды.
Согласитесь, что для измерения расстояний до звёзд
астрономическая единица слишком мала. Даже ближайшая к нам звезда —
альфа-Центавра — расположена более чем в 273,5 тысячах а. е. Поэтому для
удобства определения расстояний до звёзд в астрономии применяется специальная
единица длины — парсек (сокращённо пк), название
которой происходит от двух слов — «параллакс» и «секунда».
Парсек — это расстояние, с которого средний радиус
земной орбиты, перпендикулярный лучу зрения, виден под углом в одну угловую
секунду:
1 пк
= 206 265 а. е. =30,8586 трлн км.
Исходя из определения, расстояние в парсеках равно обратной
величине годичного параллакса:
Вернёмся к нашей задаче и определим расстояние до Веги в
парсеках, воспользовавшись полученным нами уравнением.
Также, помимо парсека, в астрономии используется ещё одна
внесистемная единица измерения расстояний — световой год.
Световой год — это расстояние, которое свет,
распространяясь в вакууме, проходит за один год:
1 пк
= 3,26 св. г. = 206 265 а. е. = 3 ∙ 1013 км.
В 1989 году Европейским космическим агентством был запущен
спутник «Гиппаркос». За 37 месяцев своей работы ему удалось
измерить годичные параллаксы более чем миллиона звёзд. При этом точность
измерений для более ста тысяч из них составила одну угловую миллисекунду.
Однако после того, как астрономы научились определять
расстояния до звёзд, возникла ещё одна проблема. Оказалось, что звёзды,
находящиеся примерно на одинаковом расстоянии от Земли, могут отличаться друг
от друга по видимой яркости (блеску). При этом видимый блеск не характеризует
реального излучения звезды. Например, Солнце нам кажется самым ярким объектом
на небе лишь потому, что оно находится гораздо ближе к Земле, чем остальные
звёзды. Поэтому для сравнения истинного блеска звёзд необходимо было определять
их звёздную величину на определённом одинаковом расстоянии от Земли. За такое
одинаковое (или стандартное) расстояние принято 10 пк. Видимая звёздная величина, которую
имела бы звезда, если бы находилась от нас на расстоянии 10 пк,
называется абсолютной звёздной величиной.
Почему в качестве эталонного расстояния было выбрано 10
парсек? Да для простоты расчётов. Итак, предположим, что видимая звёздная
величина звезды на некотором расстоянии D равна т а её блеск — I.
Напомним, что блеск двух источников, звёздные величины
которых отличаются на единицу, отличаются в 2,512 раза. То есть для двух звёзд,
звёздные величины которых равны т1 и т2
соответственно, отношение их блесков выражается соотношением:
Тогда по определению видимая звёздная величина звезды с
расстояния в 10 пк будет равна абсолютной звёздной
величине М. Если обозначить блеск звезды на этом расстоянии через I0, то для
видимой и абсолютной звёздных величин одной и той же звезды предыдущее
уравнение будет выглядеть так:
В тоже время из физики известно, что блеск меняется обратно
пропорционально квадрату расстояния:
Подставим данное выражение в предыдущее уравнение, при этом
учтём, что :
Теперь прологарифмируем полученное выражение:
И упростим его:
Если учесть, что расстояние до звезды обратно пропорционально
её годичному параллаксу, то получим формулу, по которой можно вычислить
абсолютную звёздную величину близко расположенных к нам звёзд
Теперь давайте по полученной формуле рассчитаем абсолютную
звёздную величину нашего Солнца. Для этого учтём, что его видимая звёздная
величина равна–26,8т, а среднее расстояние до него составляет
одну астрономическую единицу
То есть наше Солнце выглядит слабой звёздочкой почти пятой
звёздной величины.
Зная абсолютную звёздную величину звезды, можно вычислить её
действительное общее излучение или светимость.
Светимостью называют полную энергию, излучаемую
звездой за единицу времени. Светимость звезды можно выразить в ваттах, но чаще
её выражают в светимостях Солнца.
Используя формулу Погсона, можно записать соотношение между светимостями
и абсолютными звёздными величинами какой-либо звезды и Солнца:
Данную формулу можно переписать, если учесть, что светимость
Солнца принята за единицу, а его абсолютна звёздная величина равна 4,8m:
По светимости (то есть мощности излучения) звёзды значительно
отличаются друг от друга. Так мощность излучения некоторых звёзд-сверхгигантов
больше мощности излучения Солнца в 330 тыс. А некоторые звёзды-карлики,
обладающие наименьшей светимостью, излучают свет в 480 тыс. раз слабее нашего
Солнца.
Contents
- 1 Что такое светимость звёзд
- 2 От чего зависит светимость звезд
- 3 Как определяется светимость звезд
- 4 Светимость и температура звезд
- 5 Светимость и масса звезды
- 6 Диаграмма светимости звезд
- 7 Классы светимости звезд
- 8 Спектр светимости звезд
- 9 Звезды малой светимости
- 10 Звезды большой светимости
- 11 Светимость Солнца
- 12 Использование светимости в астрономии
Что такое светимость звёзд
Звезды, как и все космические объекты, в астрономии имеют свои характеристики. Светимость является одним из главных показателей для изучения и анализа звезд. Этот параметр связывает физические и химические свойства и позволяет определить тип и класс астрономического тела.
Внутри звезд, в плотном ядре, возникают ядерные реакции, за счет них и появляется свечение. Источником выброса энергии являются атомы водорода, которые под воздействием давления и высоких температур превращаются в гелий. Высокая температура на поверхности звезд позволяет и более тяжелым частицам участвовать в термоядерных процессах. Такой синтез наблюдается на звездах-гигантах, где выбросы энергии значительно сильнее.
Светимость определяет энергетическую мощность звезд, и показывает количество произведенной энергии за единицу времени. Измеряется светимость в системе СИ в Дж/с или Вт, в системе СГС – эрг/с; астрономы выражают эту величину в единицах светимости Солнца.
Важно не путать два похожих понятия — яркость и светимость звезд. Яркость является видимой характеристикой и зависит от расстояния между объектом и точкой наблюдения, а также от поглощения света на этом отрезке. Светимость показывает энергию звезды и связана с площадью её поверхности, является объективной величиной не зависит от удаленности объекта.
От чего зависит светимость звезд
Светимость звезд зависит от двух показателей – температуры и радиуса звезды. Чем выше температура, горячее звезда, и чем больше площадь этого астрономического тела, тем мощнее выброс энергии.
Как определяется светимость звезд
Приближенная величина светимости рассчитывается по формуле –
,
где R – радиус звезды, T – температура её поверхности, – постоянная Стефана-Больцмана.
Следовательно, из формулы, можно указать зависимость светимости звезд от двух параметров – это размер и температура. Зная эти величины звезды, возможно рассчитать светимость, или наоборот если известна величина светимости — один из параметров, температуру или размер.
Светимость и температура звезд
Звезду можно сравнить с горячим газовым шаром, который разогревается ядерными реакциями. Как известно, цвет любого тела зависит от температуры, до которой оно нагревается.
Температуру и плотность внутри звезд получают теоретически, исходя из массы и светимости. Зная спектральный класс можно определить температуру ее поверхности. Различные температуры на поверхности и в атмосфере звезд, также влияют на их спектр цветов. Самые горячие звезды голубого или белого цвета, менее горячие – желтого, более холодные – красного. Чем горячее звезда, тем больше показатель светимости этого объекта.
Зависимость светимости от температуры звезды можно увидеть на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. На диаграмме объекты располагаются, исходя из их светимости и температуры.
Светимость и масса звезды
Такие параметры как светимость и масса имеют прямую связь между собой. На координатной плоскости Герцшпрунга-Рассела обнаруживается эта зависимость. Тела звезд большой массы в среднем имеют больший показатель светимости. Чем ярче светит звезда, тем больше заключено в ней вещества, тем выше температура, которая может быть достигнута в ее недрах. Атомные реакции внутри звезды интенсивнее, выделяется больше энергии, а светимость увеличивается.
Для одиночных звезд нет возможности определить массу. Для этого необходимо, чтобы у звезды была пара и известно расстояние до неё. Сначала рассчитывается сумма масс всех звезд, после, учитывая другие параметры, сумма делится взвешенно. Массивность звезд можно установить по их светимости.
Диаграмма светимости звезд
Каждая звезда уникальна и неповторима и имеет свой жизненный цикл. В космическом пространстве появляются новые звезды, а старые умирают. На плоскости Герцшпрунга-Рассела эволюция звезд упорядочена.
Существует несколько версий диаграммы, но схема представления одна. Звезды располагаются на системе координат, по вертикальной оси их положение зависит от силы свечения, а по горизонтальной оси от значений температуры.
Звезды, у которых светимость больше расположены в верхней части, с высокой температурой – в левой части. Основная часть звезд располагается на главной последовательности. В правом углу над главной линией – звезды с большой яркостью, но с низкой температурой (красные). Здесь собираются гиганты и сверхгиганты. Ниже главной линии звезды голубого и белого цветов, от них исходит мало света, здесь сосредоточены белые карлики.
Координатная плоскость Г-Р стала иллюстрацией закономерности между энергией и излучением звезды.
Основной мерой светимости является абсолютная звездная величина (Мv), которая зависит от расстояния до астрономического тела. Если отнести светило на условное расстояние 10 пс (примерно в 2 млн. раз больше расстояния от Солнца до Земли), то его величина будет называться абсолютной. Если известна величина М, то светимость вычисляется по формуле
где L — светимость звезды, – ее абсолютная звездная величина, – абсолютная звездная величина Солнца.
График Герцшпрунга-Рассела связывает абсолютную звездную величину, и такие параметры как — температура, спектр излучения и светимость.
Классы светимости звезд
Классификация Гарвардской обсерватории, созданная в начале XX века, стала основой современной спектральной классификации. Позднее, после обнаружения зависимости между спектром и температурой, эта классификация была пересмотрена.
Спектральные классы называются латинскими буквами – O, B, A, F, G, K, M. Классы состоят из подклассов, и определяются температурой звезд. Обозначаются 0 до 9, где 0 – это звезды с самой высокой температурой, 9 – с самой низкой.
В начале XX века появилась йеркская спектральная классификация, в соответствии с которой учитывается светимость звезды для определения её к гарвардскому спектральному классу.
Разделение базируется на интенсивности их излучения, абсолютной звездной величине, особенностях спектра, который также зависит от температуры, массы, плотности объекта. Спектральные классы помогают астрономам определить главные свойства и особенности звезд.
Символы от 0 до VII принадлежат классам светимости по йеркской спектральной классификации и делятся от гипергигантов (0 класс) до белых карликов (VII класс), абсолютная звездная величина изменяется от -10 до +15. Выделяют также сверхгигантов, ярких гигантов, гигантов, субгигантов, карликов, субкарликов, белых карликов.
Йеркская спектральная классификация позволяет по виду спектра звезды определить расстояние до нее, с помощью формулы спектрального параллакса и светимости.
Каждое светило является неповторимым объектом, поэтому дополнительные буквенные обозначения указывают на особенности космического тела. Например, к карликам добавляется d, свергигантам – с, гигантам – g, субгигантам – sg, белым карликам – wd.
На графике Герцшпрунга-Рассела звезды группируются по классу светимости и создают скопления – например, область красных гигантов, субкарликов, белых карликов.
Спектр светимости звезд
Космические светила различаются физическими и химическими свойствам своих атмосфер. Разница этих свойств определяет вид спектра излучения. Химические элементы излучают энергию на разных длинах волн.
По спектру звезд определяются — светимость, расстояние до нее, температура и другие физические характеристики. Группировка звезд по спектру излучения определяется по частоте энергии или по длине волны излучения. Распределение звезд по типам спектра проводится с помощью спектрального аппарата, он размещает свет звезды исходя из длин волн в области спектра.
Существует много способов изучения звезд, с помощью смещения спектра в какую-либо сторону, например, сопоставление со спектром черного объекта или раздвоения линий наложения.
Спектр звезд зависит от температуры — изменяется состояние атомов и молекул в их атмосферах. Излучение холодных звезд ближе к красному диапазону спектра, горячие звезды стремятся к голубому цвету.
Передача энергии звезд не является непрерывной, при анализе спектра появляются темные и яркие линии, узкие и широкие. Характер и особенности этих линий помогают определить какие типы атомов находятся в атмосферах звезд. Впервые линии поглощения были обнаружены при наблюдении за спектром Солнца. Яркие линии возникают из-за наличия газа на поверхности звезды.
Звезды малой светимости
Звезды, которые относятся карликам и субкарликам, обладают малой светимостью. Это остывающие звезды. К таким космическим объектам относится большая часть звезд. На координатной плоскости Г-Р они находятся на главной последовательности и под ней. Относятся к классу светимости V- VII. Известные звезды малой светимости — звезда Процион, является белым карликом; Альфа Центавра В — оранжевым карликом. Эти звезды малого размера, ядерные реакции на этих астрономических объектах очень слабые.
Самой маленькой звездой, находящейся всего в 40 световых лет от Земли, является 2МASSJ0523-1403, ее масса составляет всего 8% от массы Солнца, а радиус меньше 60 000 км. Эта звезда имеет предельную массу для возникновения термоядерных реакций. Светимость этого объекта в 8 000 раз меньше солнечной.
Звезды большой светимости
Гиганты и сверхгиганты имеют высокую светимость. На диаграмме Г-Р они располагаются выше главной последовательности. Эти звезды соответствуют классам светимости I-VI и имеют большие размеры и температуру. Выделение термоядерной энергии на поверхности таких звезд идет с большой скоростью, в реакцию вступают не только водород и гелий, но и тяжелые металлы. Пример звезда-гигант – Антарес, сверхгиганта — Бетельгейзе.
Самая известная массивная звезда –гипергигант R136a1. Этот астрономический объект относится к редкому классу и является голубым гигантом. Радиус этого великана в 36 раз больше радиуса Солнца, а светимость выше в миллионы раз. Эта звезда находится на расстоянии 165000 световых лет, поэтому без специального телескопа ее невозможно увидеть с Земли.
Светимость Солнца
Солнце самая близкая к нашей планете звезда, которое дает нам свет и тепло. Изучение этого космического объекта помогло астрофизикам детальнее узнать о глобальных свойствах и процессах, которые происходят на других недосягаемых звездах.
Энергия, выделяемая солнцем, называется солнечной постоянной. В результате тщательных измерений ученым удалось установить, что солнечная постоянная равна 1400 Вт/м2, этот параметр с течением времени не изменяется. Зная эту величину можно вычислить светимость Солнца, она примерно равна 4×1026 Вт.
На диаграмме Г-Р Солнце располагается на главной последовательности и является желтым карликом. Наше светило имеет средние физические параметры и находится в состоянии равновесия, оно не меняет своих размеров в течение многих миллиардов лет. Если сравнивать нашу звезду с гигантами, то они в тысячи раз крупнее Солнца, а радиус звезд-карликов намного меньше. Преобладающим химическим элементом на Солнце является водород, примерно 25% занимает гелий. Светимость других звезд астрономы представляют в сопоставлении с единицами светимости Солнца.
Использование светимости в астрономии
Светимость звезд тесно связана с такими параметрами как масса, температура, площадь, а также косвенно с химическим составом. Чем меньше в атмосфере звезды элементов, которые тяжелее водорода и гелия, тем больше массы может она может набрать, и интенсивность ядерных реакций увеличится. Определив мощность излучения звезд, можно узнать на каком этапе эволюции находится звезда, оценить ее величину и примерное расстояние до объекта.
В силу своей универсальности светимость используется на многих схемах и графиках астрономов, по которым можно сравнить звезды, иметь представление об их этапе цикла существования.