Tähistaevast vaadates märkad kohe, et tähed erinevad üksteisest järsult oma heleduse poolest – ühed säravad väga eredalt, on kergesti märgatavad, teisi on palja silmaga raske eristada.
Isegi iidne astronoom Hipparkhos tegi ettepaneku tähtede heleduse eristamiseks. Tähed jaotati kuueks rühmaks: esimesse kuuluvad heledamad - need on esimese tähesuurused (lühendatult - 1m, ladina tähest magnitudo - suurusjärk), nõrgemad tähed - teine suurus (2m) ja nii edasi kuni kuuenda rühmani. - palja silmaga vaevu nähtavad tähed. Tähe suurus iseloomustab tähe sära, st valgustust, mida täht maa peal loob. Tähe sära 1m rohkem sära 6 m tähed 100 korda.
Esialgu määrati tähtede heledus ebatäpselt, silma järgi; hiljem, uute tulekuga optilised instrumendid, hakati heledust täpsemalt määrama ja tuntuks said vähem eredad tähed, mille suurus oli suurem kui 6. (Vene võimsaim teleskoop - 6-meetrine reflektor - võimaldab vaadelda tähti kuni 24 tähesuurusega.)
Mõõtmiste täpsuse suurenemisega ja fotoelektriliste fotomeetrite tulekuga suurenes tähtede heleduse mõõtmise täpsus. Hakati määrama tähtede suurusi murdarvud. Heledaimate tähtede, aga ka planeetide suurus on null või isegi negatiivne. Näiteks täiskuu ajal on Kuu magnituudiga -12,5 ja Päikese magnituudiga -26,7.
1850. aastal tuletas inglise astronoom N. Posson valemi:
E1/E2=(5v100)m3-m1?2,512m2-m1
kus E1 ja E2 on Maa tähtede tekitatud valgustustihedused ning m1 ja m2 on nende tähesuurused. Teisisõnu, näiteks esimese tähesuurusega täht on 2,5 korda heledam kui teise tähesuuruse täht ja 2,52 = 6,25 korda heledam kui kolmanda tähesuuruse täht.
Objekti heleduse iseloomustamiseks aga suurusväärtusest ei piisa, selleks on vaja teada kaugust tähest.
Objekti kaugust saab määrata ilma selleni füüsiliselt jõudmata. Peate mõõtma suunda selle objekti poole teadaoleva segmendi (aluse) mõlemast otsast ja seejärel arvutama segmendi otstest ja kaugemast objektist moodustatud kolmnurga mõõtmed. Seda meetodit nimetatakse triangulatsiooniks.
Mida suurem on alus, seda täpsem on mõõtmistulemus. Kaugused tähtedeni on nii suured, et aluse pikkus peab ületama mõõtmeid maakera, muidu on mõõtmisviga suur. Õnneks reisib vaatleja koos planeediga aasta aega ümber Päikese ja kui ta teeb sama tähe kohta kaks vaatlust mitmekuulise intervalliga, leiab ta, et vaatab seda erinevad punktid maa orbiit, - ja see on juba korralik alus. Suund tähe poole muutub: see nihkub veidi kaugemate tähtede taustal. Seda nihet nimetatakse parallaktiliseks ja nurgaks, mille võrra täht on nihkunud taevasfäär, - parallaks. Tähe aastane parallaks on nurk, mille all oli Maa orbiidi keskmine raadius tähe suunaga risti nähtav.
Parallaksi mõiste on seotud astronoomia ühe kauguse põhiühiku - parsek - nimetusega. See on kaugus kujuteldava täheni, mille aastane parallaks oleks täpselt 1". Mis tahes tähe aastane parallaks on seotud selle kaugusega lihtsa valemi abil:
kus r on kaugus parsekides, P on aastane parallaks sekundites.
Nüüd on parallaksi meetodil määratud kaugused paljude tuhandete tähtedeni.
Nüüd, teades tähe kaugust, saate määrata selle heleduse – selle poolt tegelikult kiiratava energia hulga. Seda iseloomustab selle absoluutne suurus.
Absoluutne suurus (M) on tähesuurus, mis oleks vaatlejast 10 parseki (32,6 valgusaasta) kaugusel. Teades tähe näivat suurust ja kaugust tähest, saate leida selle absoluutse suuruse:
M=m + 5–5 * lg(r)
Päikesele lähima tähe Proxima Centauri, pisikese hämara punase kääbuse näiv tähesuurus on m=-11,3 ja absoluutne tähesuurus M=+15,7. Vaatamata selle lähedusele Maale saab sellist tähte näha ainult selles võimas teleskoop. Veelgi tuhm täht nr 359 Wolfi kataloogi järgi: m=13,5; M = 16,6. Meie päike paistab 50 000 korda eredamalt kui Wolf 359. Tähe doraduse (lõunapoolkeral) näiv suurus on vaid 8 ja see pole palja silmaga nähtav, kuid absoluutväärtus M = -10,6; ta on miljon korda heledam kui päike. Kui see oleks meist Proxima Centauriga samal kaugusel, siis see säraks heledam kui kuu täiskuul.
Päikese jaoks M=4,9. 10 parseki kaugusel on päike nähtav nõrga tähena, mis on palja silmaga vaevu nähtav.
Kiirgus, mis kiirgub ühikpinna helendava pinna väikeselt alalt. See on võrdne vaadeldavast väikesest pinnast lähtuva valgusvoo suhtega selle ala pindalaga:
,kus dΦ on valgusvoog, mida kiirgab pindala d S. Valgustugevust mõõdetakse ühikutes lm/m². 1 lm/m² on 1 m2 pindalaga pinna heledus, mis kiirgab valgusvoogu 1 lm.
Heledus ei sõltu kaugusest objektini, sellest sõltub ainult näiv suurus. Heledus on üks tähtsamaid täheomadusi, mis võimaldab omavahel võrrelda Erinevat tüüpi tähed diagrammidel "spekter - heledus", "mass - heledus". Tähe heledust saab arvutada järgmise valemi abil:
Kus R- tähe raadius, T on selle pinna temperatuur, σ on Stefan-Boltzmanni koefitsient.
Collider heledus
Eksperimentaalses osakeste füüsikas heledus nimetatakse kiirendi või põrkuri parameetriks, mis iseloomustab kahe põrkuva kiire osakeste või kiire osakeste kokkupõrke intensiivsust fikseeritud sihtmärgi osakestega. Valgustugevust L mõõdetakse cm−2 s−1. Kui reaktsiooni ristlõige korrutada heledusega, saadakse selle protsessi keskmine sagedus antud põrkuri juures.
Märkmed
Wikimedia sihtasutus. 2010. aasta.
- Koostöö
- Komposiitmaterjal
Vaadake, mis on "Luminosity" teistes sõnaraamatutes:
HELEDUS- pinna punktis. üks valguskogustest, pinnaelemendist lähtuva valgusvoo ja selle elemendi pindala suhe. Ühik C. (SI) luumen ruutmeetri kohta (lm/m2). Sarnane väärtus energiasüsteemis. koguseid nimetatakse ...... Füüsiline entsüklopeedia
heledus- kiiratava valgusvoo suhe helendav pind, selle pinna alale [ Terminoloogiline sõnastik ehitusel 12 keeles (VNIIIS Gosstroy USSR)] heledus (Mν) Füüsiline kogus, määratakse suhtega... ... Tehniline tõlkija juhend
HELEDUS- HELEDUS, TÄHE absoluutne heledus, selle pinna poolt sekundis kiiratav energia hulk. Väljendatakse vattides (džaulides sekundis) või päikese heleduse ühikutes. Bolomeetriline heledus mõõdab tähe valguse koguvõimsust ... ... Teaduslik ja tehniline entsüklopeediline sõnastik
HELEDUS- VALGUS, 1) astronoomias kiiratava energia koguhulk kosmoseobjekt ajaühiku kohta. Mõnikord räägime heledusest teatud lainepikkuste vahemikus, näiteks raadioheledusest. Tavaliselt mõõdetakse erg/s, W või ühikutes... ... Kaasaegne entsüklopeedia
HELEDUS- tähtede kiirgusvõimsus. Tavaliselt väljendatakse ühikutes, mis on võrdsed päikese heledusega L? = 3,86?1026 W...
HELEDUS- valgusallika pinnaühiku poolt kiiratava kogu valgusvoo väärtus. Mõõdetud lm/m² (SI) ... Suur entsüklopeediline sõnaraamat
HELEDUS- (heledus) füüsiline. suurus, võrdne suhtega valgus (cm.) Ф, mille valguspind kiirgab selle pinna alale S: R = Ф/S SI-des, väljendatuna (cm.) per ruutmeeter(lm/m2) ... Suur polütehniline entsüklopeedia
Heledus- I Valgustugevus pinna punktis, valgusvoo suhe (vt Valgusvoog), mis tuleneb väikesest pinnaelemendist, mis sisaldab see punkt, selle elemendi alale. Üks valguskogustest (vt. Kerged kogused).… … Suur Nõukogude entsüklopeedia
heledus- Ja; ja. Astron. Valgusvoog, mida kiirgab valgusallika pindalaühiku pindala. Tähe C. (tähe valgustugevuse ja Päikese valgustugevuse suhe). S. öötaevas (aatomite ja õhumolekulide kuma atmosfääri kõrgetes kihtides). * * * heledus I… … entsüklopeediline sõnaraamat
Heledus- astronoomias koguenergia, mida allikas kiirgab ajaühikus (in absoluutsed ühikud või päikese heleduse ühikutes; Päikese heledus = 3,86·1033 erg/s). Mõnikord räägitakse mitte täis-S-st, vaid S-st teatud lainepikkuste vahemikus. Näiteks sisse...... Astronoomiline sõnaraamat
Heledus
Astronoomid uskusid pikka aega, et tähtede näiva heleduse erinevus on seotud ainult kaugusega nendest: mida kaugemal on täht, seda vähem hele peaks see paistma. Kuid kui tähtede kaugused teatavaks said, avastasid astronoomid, et mõnikord rohkem kauged tähed neil on suurem nähtav sära. See tähendab, et tähtede näiv heledus ei sõltu ainult nende kaugusest, vaid ka nende valguse tegelikust tugevusest, see tähendab nende heledusest. Tähe heledus sõltub tähtede pinna suurusest ja selle temperatuurist. Tähe heledus väljendab tema tegelikku valgustugevust võrreldes Päikese valgustugevusega. Näiteks kui nad ütlevad, et Siiriuse heledus on 17, tähendab see, et selle valguse tegelik intensiivsus on 17 korda suurem kui Päikese intensiivsus.
Tähtede heledust määrates on astronoomid leidnud, et paljud tähed on Päikesest tuhandeid kordi heledamad, näiteks Denebi (alpha Cygnus) heledus on 9400. Tähtede hulgas on neid, mis kiirgavad sadu tuhandeid kordi. rohkem valgust kui Päike. Näiteks on täht, mida sümboliseerib S-täht Dorado tähtkujus. See paistab 1 000 000 korda eredamalt kui Päike. Teised tähed on meie päikesega sama või peaaegu sama heledusega, näiteks Altair (Alpha Aquila) -8. On tähti, mille heledus on väljendatud tuhandikes, see tähendab, et nende valgustugevus on sadu kordi väiksem kui Päikesel.
Tähtede värvus, temperatuur ja koostis
Tähtedel on erinevat värvi. Näiteks Vega ja Deneb on valged, Capella on kollakas ja Betelgeuse on punakas. Mida madalam on tähe temperatuur, seda punasem see on. Valgete tähtede temperatuur ulatub 30 000 ja isegi 100 000 kraadini; kollaste tähtede temperatuur on umbes 6000 kraadi ja punaste tähtede temperatuur on 3000 kraadi ja alla selle.
Tähed on valmistatud kuumast gaasilised ained: vesinik, heelium, raud, naatrium, süsinik, hapnik ja teised.
Tähtede kobar
Tähed Galaktika suures ruumis on jaotunud üsna ühtlaselt. Kuid mõned neist kogunevad endiselt teatud kohad. Muidugi on ka seal tähtede vahekaugused ikka väga suured. Kuid tohutute vahemaade tõttu näevad sellised tihedalt asetsevad tähed välja nagu täheparv. Sellepärast neid nii kutsutaksegi. Täheparvedest kuulsaim on Plejaadid Sõnni tähtkujus. Palja silmaga saab Plejaadidel eristada 6-7 tähte, mis asuvad üksteisele väga lähedal. Läbi teleskoobi on neid väikesel alal näha üle saja. See on üks klastritest, milles tähed moodustavad enam-vähem isoleeritud süsteemi, mis on ühendatud üldine liikumine kosmoses. Selle täheparve läbimõõt on umbes 50 valgusaastat. Kuid isegi selle parve tähtede näilise läheduse juures on nad tegelikult üksteisest üsna kaugel. Samas tähtkujus, ümbritsedes selle peamist – heledaimat – punakat tähte Al-debarani, on teine, hajusam täheparv – Hyades.
Mõned täheparved paistavad nõrkades teleskoopides uduste, uduste laikudena. Võimsamates teleskoopides lagunevad need laigud, eriti servade poole, üksikuteks tähtedeks. Suured teleskoobid võimaldavad kindlaks teha, et tegemist on eriti lähedaste ja sfäärilise kujuga täheparvedega. Seetõttu nimetatakse selliseid klastreid kerasteks. Pall täheparved praegu on teada üle saja. Kõik nad on meist väga kaugel. Igaüks neist koosneb sadadest tuhandetest tähtedest.
Küsimus, mis on tähtede maailm, on ilmselt üks esimesi küsimusi, millega inimkond on silmitsi seisnud pärast tsivilisatsiooni algust. Iga tähistaevast mõtisklev inimene ühendab tahtmatult heledaimad tähed üksteisega kõige lihtsamateks kujunditeks - ruutudeks, kolmnurkadeks, ristideks, saades tahtmatult oma tähistaeva kaardi loojaks. Meie esivanemad läksid sama teed, jagades tähistaeva selgelt eristatavateks tähtede kombinatsioonideks, mida nimetatakse tähtkujudeks. Iidsetest kultuuridest leiame viiteid esimestele tähtkujudele, mis on samastatud jumalate või müütidega, mis on meieni jõudnud poeetiliste nimede kujul - Orioni tähtkuju, Canes Venatici tähtkuju, Andromeeda tähtkuju, jne. Need nimed näisid sümboliseerivat meie esivanemate ideid universumi igavikust ja muutumatusest, kosmose harmoonia püsivusest ja muutumatusest.
Tähed. Heledus, spekter ja klassifikatsioon.
Mõned tähed säravad võimsamalt, teised nõrgemalt. Tähe kiirguse võimsust nimetatakse heleduseks. Heledus on tähe koguenergia 1 sekundi jooksul. Tähe heledus iseloomustab tähe poolt kiiratava energia voogu igas suunas ja selle võimsusmõõde on J/s või W. Heledus määratakse siis, kui on teada tähe näiv suurus ja kaugus. Kui määrata nähtav suurus astronoomia on üsna usaldusväärne instrumentaalsed meetodid, siis pole tähtede kaugust nii lihtne määrata. Päikese absoluutne magnituud kogu kiirgusvahemikus (bolomeetriline suurusjärk) on M = 4,72, heledus on L = 3,86∙10 26 W. Teades absoluutset suurust, saate leida heleduse: log L/L = 0,4 (M – M).
| Täht | Heledus |
| Sirius | 22 L |
| Canopus | 4700 liitrit |
| Arcturus | 107L |
| Vega | 50 L |
Teiste tähtede heledused määratakse suhtelistes ühikutes, võrreldes Päikese heledusega. On teada tähed, mis kiirgavad kümneid tuhandeid kordi vähem kiirgust kui Päike. Ja täht S Dorado, mis on nähtav ainult Maa lõunapoolkera maades 8. tähesuuruse tähena (palja silmaga pole nähtav!), on miljon korda heledam kui Päike, tema absoluutsuurus on M = –10,6 . Tähtede heledus võib erineda miljard korda. Väga suure heledusega tähtede hulgas eristatakse hiiglasi ja superhiiglasi. Enamikul hiiglastel on temperatuur 3000–4000 K, mistõttu neid nimetatakse punasteks hiiglasteks.
Aldebaran on punane hiiglane Sõnni tähtkujus.
Alpha Orionis - Betelgeuse. Supergiante, nagu Betelgeuse, on kõige rohkem võimsad allikad Sveta. Madala heledusega tähti nimetatakse kääbusteks.
Väike täpp Siriuse kõrval on tema satelliit, valge kääbus Sirius B. Tähtede spektrid on nende passid koos kõigi kirjeldustega tähe omadused. Tähed on valmistatud samast keemilised elemendid, mis on Maal tuntud, kuid aastal protsentides neis domineerivad kerged elemendid: vesinik ja heelium. Tähe spektrist saate teada tema heleduse, kauguse tähest, temperatuuri, suuruse, keemiline koostis selle atmosfäär, pöörlemiskiirus ümber oma telje, liikumise tunnused ümber üldkeskus gravitatsiooni. Teleskoobile paigaldatud spektraalseade eraldab tähevalguse lainepikkuse järgi spektriribaks. Spektrist saab teada, milline energia tuleb tähelt erinevatel lainepikkustel ja hinnata selle temperatuuri väga täpselt. Tähtede värvus ja spekter on seotud nende temperatuuriga. Jahedates tähtedes, mille fotosfääri temperatuur on 3000 K, on ülekaalus kiirgus spektri punases piirkonnas. Selliste tähtede spektrid sisaldavad palju metallide ja molekulide jooni. Kuumas sinised tähed temperatuuridega üle 10 000–15 000 K enamik aatomid on ioniseeritud. Täielikult ioniseeritud aatomid ei anna spektrijooned, seetõttu on selliste tähtede spektris vähe jooni.
Spektri järgi jagunevad tähed spektriklassidesse:
|
Erinevate tähtede spektrid. Tähespektrite iseloomulik tunnus on ka tohutu hulga neeldumisjoonte olemasolu, mis kuuluvad erinevaid elemente. Nende joonte peen analüüs andis eriti väärtuslikku teavet tähtede väliskihtide olemuse kohta.
Tähtede väliskihtide keemilist koostist, kust nende kiirgus otse meieni jõuab, iseloomustab vesiniku täielik ülekaal. Heelium on teisel kohal ja teiste elementide arv on üsna väike. Umbes iga kümne tuhande vesinikuaatomi kohta on tuhat heeliumiaatomit, umbes 10 hapnikuaatomit, veidi vähem süsiniku ja lämmastiku aatomit ning ainult üks rauaaatom. Teiste elementide lisandid on täiesti tühised. Liialdamata võib öelda, et tähed koosnevad vesinikust ja heeliumist ning vähese raskemate elementide seguga. Tähe väliskihtide temperatuuri hea näitaja on selle värvus. O ja B spektritüüpide kuumad tähed on sinised; meie päikesega sarnased tähed ( spektriklass mis G2) on kollased, spektritüüpide K ja M tähed aga punased. Astrofüüsikas on hoolikalt välja töötatud ja täiesti objektiivne värvisüsteem. See põhineb erinevate rangelt standardiseeritud valgusfiltrite kaudu saadud vaadeldud suuruste võrdlusel. Kvantitatiivselt iseloomustab tähtede värvust erinevus kahe väärtuse vahel, mis on saadud kahe filtri kaudu, millest üks edastab valdavalt siniseid kiiri (“B”) ja teise spektraaltundlikkuse kõver on sarnane inimsilmaga ( "V"). Tähtede värvuse mõõtmise tehnoloogia on nii arenenud, et vastavalt mõõdetud B-V väärtus alamklassi täpsusega on võimalik määrata tähe spektriklass. Nõrkade tähtede puhul on värvianalüüs ainus viis nende spektraalseks klassifitseerimiseks.
Harvardi spektraalklassifikatsioon põhineb olemasolul või puudumisel, samuti suhteline intensiivsus teatud spektrijooned.
Lisaks tabelis toodud põhilistele spektriklassidele suhteliselt jahedate tähtede jaoks on olemas ka klassid N ja R (süsinikmolekulide C2, tsüaniid CN ja süsinikmonooksiidi CO neeldumisribad), klass S (titaanoksiidide TiO ja tsirkoonium ZrO ribad ), samuti kõige külmematele tähtedele – klass L (CrH riba, rubiidiumi, tseesiumi, kaaliumi ja naatriumi jooned). Tähtede alamtüüpi objektide - "pruunid kääbused", mille mass on tähtede ja planeetide vahel, on hiljuti kasutusele võetud spetsiaalne spektriklass T (vee, metaani ja molekulaarse vesiniku neeldumisribad). Spektriklasse O, B, A nimetatakse sageli kuumadeks või varasteks, klassideks F ja G on päikesekiirgus ning klassideks K ja M külmadeks või hilisteks spektriklassideks. Tähtede spektrite täpsemaks määratlemiseks on loetletud klasside vahelised intervallid jagatud 10 alamklassiks. Näiteks F5 on spektri vahepealne F0 ja G0 vahel. Päikese spektriklass on G2.
Võimalus mõõta ja võrrelda läiget erinevad tähed viis avastuseni uus piirkond astronoomias - kolorimeetria. Kolorimeetria on tähtede värvi mõõtmine ja uurimine.
Värvitaju on puhtalt subjektiivne, see sõltub vaatleja võrkkesta reaktsioonist. Inimsilma värvitundlikkus on piiratud ligikaudu järgmise piirkonnaga: violetsetest kiirtest (4000 A) punaste kiirteni (7500 A). Tähed kiirgavad energiat kõikides vahemikes elektromagnetiline spekter, mitte ainult sisse nähtav ala. Tähtede värvid määratakse kiirguse intensiivsuse suhte järgi kahes või enamas spektripiirkonnas. Alguses tehti ettepanek mõõta tähtede värvi fotode abil. Kui tähte pildistatakse kahel fotoplaadil, millest üks on tundlik lühemate, siniste ja teine pikemate, punaste kiirte suhtes, siis on erinevatel fotoplaatidel tumenemine ehk nähtav suurusjärk erinev. Fotosuuruste erinevust nimetati värviindeksiks (CI).
CI = m(1) – m(2). Punastel tähtedel on positiivsed näitajad värvid ja sini-valged tähed on negatiivsed. Fotomeetrilise mõõtetehnoloogia arenedes ja fotokordistite tulekuga lepiti kokku värvisüsteemi U, B, V kasutamisega.U, B, V süsteem asendas senise fotograafilise ja fotovisuaalse värvimääramise süsteemi. U-värvisüsteem mõõdab tähe suurusi spektri ultraviolettpiirkonnas, B-värvisüsteem - tavalises fotograafilises piirkonnas, mis vastab sinistele kiirtele, ja V-värvisüsteem - värvide piirkonnas, mis domineerib valgustuse valguses. meie planeet, st. kollast värvi.
UBV süsteem.
B-V värviindeks võimaldab võrrelda siniste ja kollaste kiirte kiirgusintensiivsust ning indikaatorit U-B värvid spektri ultraviolett- ja sinises vahemikus. Leppisime kokku eeldada, et B-V värviindeks AO-klassi tähe jaoks võrdne nulliga. See vastab kvantide voogule lainepikkusega 5550 A. Kui tähe värviindeks põhijärjestus negatiivne, siis on tegemist varajaste spektriklasside tähega, mille pinnatemperatuur on üle 10 000 K. Kui värviindeks on positiivne, siis on tegemist hiliste spektriklasside tähega, mille pinnatemperatuur on alla 10 000 K. Seega kolorimeetrias , luuakse seos põhijada tähtede B-V värviindeksi, spektriklassi ja fotosfääri temperatuuri vahel. Tähti vaadeldakse harvade eranditega kui punktallikad kiirgus. See tähendab, et nende nurkmõõtmed on väga väikesed. Isegi suurimad teleskoobid ei näe tähti "päris" ketastena. Staar isegi kõige kõrgemal suur teleskoop ei saa lahendada.
Tähe suuruse määramise meetodid:
- Kuu varjutuse vaatluste põhjal saab määrata tähti nurga suurus, ja teades kaugust tähest, saate määrata selle tegelikud lineaarsed mõõtmed;
- tähe mõõtmeid saab otse mõõta spetsiaalne seade- optiline interferomeeter;
- tähe suurust saab teoreetiliselt arvutada, tuginedes Stefan-Boltzmanni seadusele vastavate hinnangute põhjal koguheledusele ja temperatuurile.
Päikese ja kääbuste võrdlevad suurused.
Tähtede suurused varieeruvad oluliselt: on kääbusi, hiiglasi ja tavalisi tähti, keda on enamus. Mõõtmised on näidanud, et valgete kääbuste suurused on mitu tuhat kilomeetrit ja punaste hiiglaste mõõtmed on suurustega võrreldavad Päikesesüsteem. Tähe mass on võib-olla selle kõige olulisem omadus. Mass määrab kõik elutee tähed. Kahendarvu hulka kuuluvate tähtede massi saab hinnata tähesüsteemid, kui on teada orbiidi poolsuurtelg a ja tiirlemisperiood T. Sel juhul määratakse massid Kepleri kolmanda seaduse järgi, mille saab kirjutada järgmisel kujul: siin on M1 ja M2 orbiidi massid. süsteemi komponendid, G on gravitatsioonikonstant. Võrrand annab süsteemi komponentide masside summa. Kui lisaks on seos teada orbiidi kiirused, siis saab nende massid eraldi määrata. Kahjuks vaid suhteliselt väikesele hulgale kahekordsed süsteemid Nii saab määrata iga tähe massi.
Kõik muud massi hindamise meetodid on kaudsed. Sisuliselt ei olnud astronoomial ega ole praegu meetodit isoleeritud tähe massi otseseks ja sõltumatuks määramiseks. Ja see on tõsine viga meie universumiteaduses. Kui selline meetod oleks olemas, oleks meie teadmiste areng palju kiirem. Põhijada tähtede puhul on kindlaks tehtud, et rohkem massi, seda suurem on tähe heledus. See sõltuvus on mittelineaarne: näiteks massi kahekordistumise korral suureneb heledus rohkem kui 10 korda. Väiksemad tähed on oluliselt massiivsemad kui ükski Päikesesüsteemi planeet. Tähtede massid ulatuvad 0,1 Päikese massist mitmekümne Päikese massini. Seega erinevad tähtede massid vaid paarsada korda.
Ilmnes enamiku tähtede masside ja heleduste võrdlus järgmine sõltuvus: Heledus on ligikaudu võrdeline massi neljanda astmega.
Gaasi tihedus Päikese keskmes on sada korda suurem kui vee tihedus. Päikesest kaks korda rohkem kaaluv täht kiirgab umbes 16 korda võimsamalt. Mõju all kõrge temperatuur(miljonid kelvinid) tuuma aatomid on täielikult ioniseeritud ja nendevahelised kaugused vähenevad. Gaasi tihedus Päikese keskmes on sada korda suurem kui vee tihedus. Ka tähe temperatuur tõuseb keskpunktile lähenedes. Varase spektritüübi O, B, A tähti iseloomustavad ka kõrged pöörlemiskiirused.
Tähtede ekvatoriaalsed pöörlemiskiirused: spekter v, km/s O5 400 A0 320 A5 250 F0 180
Suurimad täheldatud kiirused leiti tähtedel, mille spektris on emissioonijooned, ja loomulikult ka nende jaoks neutrontähed. Meie Päike pöörleb ekvatoriaalse kiirusega 2 km/s. Tähed on väga erineva suuruse, heleduse ja temperatuuri poolest.
Tänu oma tohutule pindalale eraldavad hiiglased mõõtmatult rohkem energiat kui tavalised tähed nagu Päike, hoolimata asjaolust, et nende pinnatemperatuur on palju madalam. Punase superhiiglase Betelgeuse (orioni) raadius on mitu korda suurem kui Päikese raadius. Seevastu tavalise punase tähe suurus ei ole tavaliselt suurem kui üks kümnendik Päikese suurusest. Erinevalt hiiglastest nimetatakse neid kääbusteks. Näiteks kaks sama spektritüübiga M2 tähte Betelgeuse ja Lalande 21185 erinevad heleduse poolest 600 000 korda. Betelgeuse valgustab 3000 korda rohkem kui Päike, Lalande 21185 aga 200 korda vähem. Tähed muutuvad oma evolutsiooni eri etappides hiiglasteks ja kääbusteks ning hiiglane, olles jõudnud "vanadusse", võib muutuda valgeks kääbuseks. Punaste hiiglaste ja ülihiiglaste kõrval on valged ja sinised superhiiglased: Regulus (α Leo), Rigel (β Orion).
Teabe allikas: "Open Astronomy 2.5", LLC "PHYSICON"
Kujutage ette, et kuskil meres öö pimedus Valgus vilgub vaikselt. Kui kogenud meremees teile ei selgita, millega tegu, ei saa te sageli teada: see on kas taskulamp mööduva paadi ninas või võimas prožektor kaugest tuletornist.
Samas asendis sisse pime öö Vaatame ka sädelevaid tähti. Nende näiline sära sõltub ka nende tegelikust valgustugevusest, nn heledus, ja nende kaugusest meieni. Ainult teadmine tähe kaugusest võimaldab arvutada selle heledust võrreldes Päikesega. Näiteks Päikesest kümme korda vähem ereda tähe heledus väljendatakse 0,1-na.
Teine viis tähe tõelise valgustugevuse väljendamiseks on arvutada, milline tähesuurus paistaks meile, kui see asuks meist standardkaugusel 32,6. valgusaastad st nii, et 300 000 km/sek kiirusega liikuv valgus läbiks selle selle aja jooksul.
Nõustuge sellega standardkaugus osutus erinevateks arvutusteks mugavaks. Tähe, nagu iga valgusallika, heledus varieerub pöördvõrdeliselt sellest kauguse ruuduga. See seadus võimaldab meil arvutada tähtede absoluutsuurused või heledused, teades nende kaugust.
Kui tähtede kaugused said teada, saime arvutada nende heledused ehk siis sorteerida ja võrrelda neid samadel tingimustel. Tuleb tunnistada, et tulemused olid hämmastavad, kuna varem eeldati, et kõik tähed on "meie päikesega sarnased". Tähtede heledused osutusid hämmastavalt mitmekesiseteks ja neid ei saa meie reas võrrelda ühegi teerajajate reaga.
Toome ainult äärmuslikke näiteid heleduse kohta tähtede maailmas.
Pikka aega teadaolev nõrgim oli täht, mis on Päikesest 50 tuhat korda tuhmim ja selle absoluutne heleduse väärtus +16,6. Hiljem avastati aga veelgi tuhmimad tähed, mille heledus on päikesega võrreldes miljoneid kordi väiksem!
Mõõtmed kosmoses on petlikud: Maalt pärit Deneb särab heledamalt kui Antares, kuid Püstolit pole üldse näha. Meie planeedilt pärit vaatlejale tunduvad nii Deneb kui ka Antares aga Päikesega võrreldes lihtsalt tähtsusetud punktid. Kui vale see on, saab hinnata lihtne fakt: Püstol toodab sekundis sama palju valgust kui Päike aastas!
Täherea teisel serval seisab Kuldse kala "S"., nähtav ainult riikides Lõunapoolkera Maa on nagu täht (st pole isegi ilma teleskoobita nähtav!). Tegelikult on see Päikesest 400 tuhat korda heledam ja selle absoluutne heleduse väärtus on -8,9.
Absoluutne Meie Päikese heleduse väärtus on +5. Mitte eriti! 32,6 valgusaasta kauguselt oleks meil raskusi seda ilma binoklita näha.
Kui tavalise küünla heleduseks võtta Päikese heledust, siis sellega võrreldes on Dorado “S” võimas prožektor ja nõrgim täht on nõrgem kui haletsusväärne tulikärbes.
Seega on tähed kauged päikesed, kuid nende valguse intensiivsus võib olla meie tähe omast täiesti erinev. Piltlikult öeldes tuleks meie Päikese vahetamine teise vastu olla ettevaatlik. Ühe valgusest jääme pimedaks, teise valguses eksleksime nagu hämaruses.
Magnituudid
Kuna silmad on esimene mõõtmisvahend, peame teadma lihtsad reeglid, mis juhivad meie hinnanguid valgusallikate heleduse kohta. Meie hinnang heleduse erinevustele on pigem suhteline kui absoluutne. Võrreldes kahte nõrka tähte, näeme, et need erinevad üksteisest märgatavalt, kuid kahe heleda tähe puhul jääb sama heleduse erinevus meile märkamatuks, kuna see on ebaoluline võrreldes kiiratava valguse koguhulgaga. Teisisõnu hindavad meie silmad sugulane, kuid mitte absoluutne sära erinevus.
Hipparkhos jagas esimesena palja silmaga nähtavad tähed nende heleduse järgi kuue klassi. Hiljem seda reeglit mõnevõrra täiustati ilma süsteemi ennast muutmata. Suurusklassid jaotati nii, et 1. tähesuuruse täht (keskmiselt 20) toodaks sada korda rohkem valgust kui 6. tähesuuruse täht, mis on enamiku inimeste jaoks nähtavuse piiril.
Ühe tähesuuruse erinevus võrdub ruuduga 2,512. Kahe tähesuuruse erinevus vastab 6,31-le (2,512 ruudus), kolme magnituudi erinevus vastab 15,85-le (2,512 kolmandale astmele), nelja tähesuuruse erinevus vastab 39,82 (2,512 neljandale astmele) ja erinevusele viis magnituudid vastavad 100-le (2.512 ruudus). viies aste).
Kuuenda tähesuurusega täht annab meile sada korda vähem valgust, kui 1. suurusjärgu täht ja 11. tähesuuruse täht on kümme tuhat korda väiksem. Kui võtame 21. tähesuuruse tähe, on selle heledus alla 100 000 000 korra.
Nagu juba selge - absoluutne ja suhteline sõiduväärtus,
asjad on täiesti võrreldamatud. Meie planeedi "suhtelise" vaatleja jaoks näeb Cygnuse tähtkujus Deneb välja umbes selline. Kuid tegelikult piisaks kogu Maa orbiidist vaevalt selle tähe ümbermõõdu täielikuks hõlmamiseks.
Tähtede õigeks klassifitseerimiseks (ja need kõik erinevad üksteisest) peate hoolikalt tagama, et kogu naabertähtede suuruste vahelise intervalli jooksul säiliks heledussuhe 2,512. Sellist tööd on võimatu palja silmaga teha; spetsiaalsed tööriistad, tüüp fotomeetrid Pickering, kasutatakse standardina Põhjanael või isegi "keskmine" tehistäht.
Samuti on mõõtmise mugavuse huvides vaja nõrgendada väga eredate tähtede valgust; seda saab saavutada kas polariseeriva seadme või abiga fotomeetriline kiil.
Puhtalt visuaalsed meetodid, isegi suurte teleskoopide abil, ei suuda laiendada meie suurusjärku nõrkade tähtedeni. Pealegi, visuaalsed meetodid mõõtmisi tuleks (ja saab) teha ainult otse teleskoobis. Seetõttu on meie ajal puhtalt visuaalsest klassifitseerimisest juba loobutud ja kasutatakse fotoanalüüsi meetodit.
Kuidas võrrelda kahe erineva säraga tähe valguse hulka, mida fotoplaat saab? Et need näiksid ühesugused, on vaja heledama tähe valgust nõrgendada teadaolev kogus. Lihtsaim viis seda teha on asetada ava teleskoobi objektiivi ette. Teleskoobi siseneva valguse hulk varieerub sõltuvalt läätse pindalast, nii et iga tähe valguse sumbumist saab täpselt mõõta.
Valime standardseks tähe ja pildistame seda teleskoobi täisavaga. Seejärel teeme kindlaks, millist ava antud särituse juures kasutada, et heledama tähe pildistamisel saada sama pilt nagu esimesel juhul. Vähendatud ja täisavade pindalade suhe annab kahe objekti heleduse suhte.
See mõõtmismeetod annab veaks ainult 0,1 tähesuurust mis tahes tähe puhul vahemikus 1 kuni 18 tähesuurust. Sel viisil saadud suurusi nimetatakse fotovisuaalne.