Как найти светимость звезды формула

Наконец пришло время рассказать о космических телах — звездах, количество которых во Вселенной исчисляется миллиардами…

Мы познакомимся с понятием «звезда» в астрономии и разберем основные физические характеристики звезд:

• расстояния до звезд (годичный параллакс и парсек);
• видимая звездная величина;
• абсолютная звездная величина;
• светимость звезды;
• размеры звезды;
• масса звезды.

Определение звезды в астрономии

Звезда — гигантский раскаленный газовый шар, вещество которого является плазмой.

Плазма — частично или полностью ионизированный газ (четвертое состояние вещества).

Расстояния до звезд (годичный параллакс и парсек)

В астрономии нет жестких требований к единицам измерений, к которым мы привыкли и с которыми имеем дело в физике. Но в то же время существуют различия в размерностях, которые используются для измерениях расстояний к объектам ближнего космоса (Солнечная система: планеты, спутники планет, малые тела) и дальнего космоса (Млечный путь, Вселенная: звезды, галактики, туманности, скопления и т.д.).

В связи с этим надо различать и помнить о том, что расстояния до планет принято измерять в астрономических единицах (а.е.), которые при необходимости можно перевести в километры и метры; а расстояния до объектов дальнего космоса (в частности до звезд) удобнее записывать в парсеках и световых годах, которые также при необходимости можно перевести в километры и метры.

Для расчета расстояний до звезд используется годичный параллакс р.

Годичный параллакс р — угол, под которым со звезды можно было бы видеть большую полуось земной орбиты (равную 1 а.е.), перпендикулярную направлению на звезду.

Годичный параллакс

Расстояние до звезд в км, при условии что «р», а — в астрономических единицах (а.е.)

Расстояние до звезд в а.е., при условии что р выражен в секундах дуги.

Расстояние до звезд в парсеках (пк), при условии что «р» выражен в секундах дуги.

Связь между астрономическими единицами измерений:

1 парсек = 3,26 светового года = 206265 а. е.= 3 *10^12 км.

Видимая звездная величина, m — определяет количество света, попадающего от звезды в глаза человека.

2 век до н.э. – греческий астроном Гиппарх разделил все видимые звезды по яркости на 6 классов.

19 век английский астроном Н. Погсон дополнил определение звездной величины одним условием: звезда первой звездной величины должны быть в 100 раз ярче звезды шестой звездной величины.

Формула Погсона

Абсолютная звездная величина, М — видимая звездная величина, которую имела бы звезда, если бы находилась на стандартном расстоянии D0 = 10 пк, называется абсолютной звездной величиной M.

— формула для расчета абсолютной звездной величины

— стандартное расстояние до звезды

Светимость звезды, L — полная энергия, излучаемая звездой за единицу времени(1 секунда), 1 Вт = 1 Дж/с.

— формула светимости звезды

— формула связи светимости и абсолютной звездной величины звезды

— светимость Солнца

Размеры звезд, R рассчитываются в сравнении с размерами Солнца:

 — связь между светимостью, размером и температурой звезды

— формула для расчета размера (радиуса) звезды

— условия, которые необходимо учитывать при расчетах

Масса звезды, М определяется обобщенным третьим законом Кеплера:

, 

Объем звезды, V как правило определяется по формуле объема шара, так как звезды имеют шарообразную форму :

, здесь R — радиус звезды

Химический состав звезд

В зависимости от этапа эволюции химический состав звезды может отличаться. Например, основные химические элементы, входящие в состав Солнца: водород 70% Н и 28% гелий He, 2% — другие элементы. Химический состав звезды другого спектрального класса и эволюционного развития может отличаться содержанием данных химических элементов в процентном отношении.

В следующей статье разберем решение второго типа заданий 2Звезды и их физические характеристики».

© blog.tutoronline.ru,
при полном или частичном копировании материала ссылка на первоисточник обязательна.

Видимые звездные
величины ничего не говорят ни об общей
энергии, излучаемой звездой, ни о яркости
ее поверхности. Действительно, вследствие
различия в расстояниях маленькая,
сравнительно холодная звезда только
из-за своей относительно большой близости
к нам может иметь значительно меньшую
видимую звездную величину (т.е. казаться
ярче), чем далекий горячий гигант.

Если расстояния
до двух звезд известны, то на основании
их видимых звездных величин легко найти
отношение излучаемых ими действительных
световых потоков. Для этого достаточно
освещенности, создаваемые этими звездами,
отнести к общему для всех звезд
стандартному расстоянию. В качестве
такого расстояния принимается 10 пс.

Звездная величина,
которую имела бы звезда, если ее наблюдать
с расстояния в 10 пс,
называется абсолютной
звездной величиной.
Как и видимые, абсолютные звездные
величины могут быть визуальными,
фотографическими и т.д.

Пусть видимая
звездная величина некоторой звезды
равна m, а расстояние
ее от наблюдателя составляет r
пс. По определению, звездная
величина с расстояния 10 пс будет
равна абсолютной звездной величине М.
Применяя к m и М
формулу (5.5), получим:

_,
где Е и Е₁₀ —
соответственно освещенности от звезды
с расстояния r пс
и 10 пс. Поскольку освещенности
обратно пропорциональны квадратам
расстояний, то

.
Подставив это равенство в предыдущее
и выполнив преобразования, получим

Формула (5.7) позволяет
найти абсолютную звездную величину М,
если известна видимая звездная величина
объекта m
и расстояние до него r,
выраженное в парсеках. Если же абсолютная
звездная величина известна из каких-нибудь
других соображений, то, зная видимую
звездную величину, легко найти выраженное
в парсеках расстояние из условия

Величина (m
— М) называется
модулем
расстояния.

Если
в соотношение (5.7) подставить видимую
звездную величину Солнца, а также
расстояние до него в парсеках, то получим,
что абсолютная звездная величина Солнца
М_=
4^m,8.

Найдем связь между
абсолютной звездной величиной и
светимостью звезды. Для этого поместим
две звезды на расстояние 10 пс от
наблюдателя и применим для них формулу
Погсона (5.5):

Если взять в
качестве второй звезды Солнце и принять
светимость Солнца за единицу, то с учетом
соотношения (5.9) получим

Отсюда
светимость звезды L
(выраженная в светимостях Солнца)

где
M
— абсолютная
звездная величина звезды.

§ 5.4. Основы колориметрии

Наиболее полной
информацией об излучении звезды является
распределение энергии в ее спектре,
выраженное в абсолютных энергетических
единицах. Однако достаточно точные
спектрофотометрические измерения можно
осуществить лишь для сравнительно
небольшого числа звезд, поток излучения
от которых наибольший. В тех случаях,
когда это удается сделать, оказывается,
что звезды излучают не по закону Планка,
причем нередко отличие сильнее, чем в
случае Солнца.

Для слабых звезд,
излучение которых удается зарегистрировать
лишь в широком участке спектра,
единственным источником информации
остается поток излучения, определяющий
их звездные величины.

Некоторое
представление о распределении энергии
в спектре звезд можно получить, если
измерять поток их излучения в различных
частях спектра, пользуясь светофильтрами.
Так получаются различные системы
звездных величин.

Звездные величины,
полученные в результате применения
визуальных фотометров или путем
глазомерных оценок, называются
визуальными.
До изобретения фотографии и применения
ее в астрономии визуальные методы
определения звездных величин были
единственным способом фотометрии звезд.
Сейчас этот метод играет меньшую роль,
хотя его и применяют при исследовании
переменных звезд.

Звездные величины,
которые получаются методом фотометрических
измерений изображений звезд, полученных
на фотопластинках, называются
фотографическими
звездными
величинами.

Наиболее точные
современные определения потока излучения
от звезд получаются фотоэлектрическими
или фотографическими методами с
применением специально подобранных
светофильтров в новой международной
системе U,
В, V,
что соответствует измерению потока в
трех участках спектра: ультрафиолетовой
области (ультрафиолетовая
звездная величина U),
синей и близкой ультрафиолетовой области
(синяя
звездная величина
В) и
желто-зеленой области (желтая
звездная величина
V).
Существуют и другие многоцветные
фотометрические системы, включающие,
например, измерения в красной или
инфракрасной областях спектра.

Обычно рассматривают
не длину волны максимума излучения, а
некоторую объективную характеристику
цвета звезды, называемую показателем
цвета,
и устанавливают эмпирическую зависимость
ее от эффективной температуры,
характеризующей суммарную энергию
излучения звезды. Судить о цвете можно,
сравнивая потоки излучения в различных
областях спектра. Поэтому показатель
цвета определяется как разность между
звездными величинами, измеренными в
двух каких-либо фотометрических системах,
например, фотографической и визуальной.
В этом случае обычный
показатель цвета
равен

,
где m_pg
и m_v
— соответственно
фотографическая и визуальная звездные
величины. В системе U,
В, V
обычно пользуются двумя показателями
цвета: основным
(В — V)
и ультрафиолетовым
(U
— В) или (U
— V).

Условились считать,
что все рассмотренные выше показатели
цвета равны нулю для звезд чисто белого
цвета. Показатели цвета звезд других
цветов могут быть как положительными,
так и отрицательными.

Раздел астрофизики,
посвященный изучению показателей цвета
звезд, называется колориметрией.
Его целью является измерение показателей
цвета различными методами и нахождение
других величин, характеризующих
спектральный состав излучения звезд,
а также установление связи между этими
характеристиками и температурой. 

Соседние файлы в предмете [НЕСОРТИРОВАННОЕ]

• #
• #
• #
• #
• #
• #
• #
• #
• #
• #
• #

Как известно, светимость звёзд является одной из их главных характеристик. Поскольку это первый признак, по которому мы отличаем светила на ночном небе.

Однако звёздное сияние разное, ведь даже невооружённым глазом видно, что одни блестят ярче других. В действительности, в астрономии светимость звёзд отражает не то, какие они яркие для наблюдателя, а их силу излучения.

Почему звёзды светятся на небе и излучают свет

Всё просто, потому что светила в результате происходящих внутри термоядерных реакций, очень высокой температуре вырабатывают энергию и излучают свет.

Если говорить точнее, при синтезе гелия из водорода высвобождается огромнейшее количество энергии, происходит горение водорода. У массивных звёзд горит не только он, но и гелий, а иногда и другие более тяжёлые элементы. В таком случае энергии производится намного больше.

Большая часть энергии производит разные виды излучений, а в совокупности они придают светилам способность светиться.

Таким образом, светимость звезды — это суммарное значение энергии излучения за определённый отрезок времени.

Соответственно, чем больше энергии вырабатывает звёздное тело, тем выше светимость. Получается, что она зависит от массы объекта.

На самом деле, массивность играет важную роль. Правда, не только она определяет уровень светимости звёзд. Так как мало получить энергию, она же внутри, нужно её вывести на поверхность. Как оказалось, площадь излучающей поверхности также влияет на то, как светит звёздное тело. Чем она больше, тем сильнее излучение.

Можно сказать, что светимость звёзд отражает не только количество излучаемой энергии, но и размер её поверхности.

Также стоит отметить, что температура внутри и на поверхности любого космического объекта влияет практически на все его показатели и свойства.

Как определить светимость звёзд

Прежде всего, данная характеристика позволяет проводить сравнение между разными видами звёзд. Так как на неё влияют почти все звёздные параметры.

Рассчитать светимость звёзд можно по формуле:

где R — радиус звезды,
T — температура поверхности,
σ — постоянная Стефана — Больцмана.

Как видно из формулы, важными факторами являются масса, размер и температура. А зная суммарную энергию излучения светила, можно узнать всё остальное.

Однако не стоит путать светимость звёзд с их сиянием и блеском. Ведь блеск является всего лишь визуальным показателем яркости объекта, а мы говорим про количество излучаемой энергии. Правда, чтобы её вычислить необходимо знать абсолютную величину звезды (звездная величина при расстоянии до тела 10 парсек).

Кроме того, часто светимость звёзд ошибочно называют видимой звёздной величиной. Хотя это также субъективная величина, при которой большое значение имеет расстояние до объекта.

Для изучения звёздных тел уровень светимости имеет важное значение, поскольку он зависит от химических и физических характеристик светила. То есть зная данный показатель можно узнать многое. Например, состав, цвет, размер, массу, и даже интенсивность термоядерных реакции.

Что интересно, обычное для нас мерцание звёзд на небе обусловлено многими факторами. Сколько всего происходит вокруг нас, что мы не видим и о чём даже не задумываемся.

Для земного наблюдателя светящиеся звезды, бесспорно, красивые небесные тела. А что за этим стоит и как происходит на самом деле, порой, непонятно и непостижимо. Но согласитесь, Вселенная прекрасна в своих порождениях.

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 (М_v), 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.

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).

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:

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.

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).