Ако го погледнете ѕвезденото небо, веднаш забележувате дека ѕвездите остро се разликуваат по нивната светлина - некои светат многу силно, лесно се забележуваат, други тешко се разликуваат со голо око.
Дури и античкиот астроном Хипарх предложил да се разликува осветленоста на ѕвездите. Ѕвездите беа поделени во шест групи: првата ги вклучува најсветлите - тоа се ѕвезди од прва величина (скратено - 1 m, од латинскиот magnitudo - величина), послаби ѕвезди - втората магнитуда (2 m) и така натаму до шестата група - едвај видливи со голо око ѕвезди. Ѕвездената величина го карактеризира сјајот на ѕвездата, односно осветлувањето што ѕвездата го создава на земјата. Ѕвезден сјај 1м повеќе сјај 6 метри ѕвезди 100 пати.
Првично, осветленоста на ѕвездите беше одредена неточно, со око; подоцна, со доаѓањето на нови оптички инструменти, сјајноста почна да се одредува попрецизно и станаа познати помалку светли ѕвезди со светлини поголеми од 6. (Најмоќниот руски телескоп - рефлектор од 6 метри - ви овозможува да набљудувате ѕвезди до светлинска величина 24.)
Со зголемената прецизност на мерењата и појавата на фотоелектричните фотометри, се зголеми точноста на мерењето на осветленоста на ѕвездите. Почнаа да се одредуваат ѕвездени магнитуди дробни броеви. Најсјајните ѕвезди, како и планетите, имаат нула, па дури и негативна магнитуда. На пример, Месечината на полна месечина има светлинска величина од -12,5, а Сонцето има светлинска величина од -26,7.
Во 1850 година, англискиот астроном Н. Посон ја извел формулата:
E1/E2=(5v100)m3-m1?2.512m2-m1
каде што Е1 и Е2 се осветленоста создадена од ѕвездите на Земјата, а m1 и m2 се нивните величини. Со други зборови, ѕвезда, на пример, со прва светлинска величина е 2,5 пати посветла од ѕвезда со втора светлинска величина и 2,52 = 6,25 пати посветла од ѕвезда со трета светлинска величина.
Сепак, вредноста на големината не е доволна за да се карактеризира сјајноста на објектот; за ова е неопходно да се знае растојанието до ѕвездата.
Растојанието до објектот може да се одреди без физички да се достигне. Треба да ја измерите насоката кон овој објект од двата краја на познат сегмент (основа), а потоа да ги пресметате димензиите на триаголникот формиран од краевите на отсечката и оддалечениот објект. Овој метод се нарекува триангулација.
Колку е поголема основата, толку е попрецизен резултатот од мерењето. Растојанијата до ѕвездите се толку големи што должината на основата мора да ги надмине димензиите глобус, инаку грешката во мерењето ќе биде голема. За среќа, набљудувачот патува околу Сонцето со планетата една година и ако направи две набљудувања на иста ѕвезда со интервал од неколку месеци, ќе открие дека ја гледа со различни точки земјината орбита, - и ова е веќе пристојна основа. Насоката кон ѕвездата ќе се промени: таа малку ќе се помести наспроти позадината на подалечните ѕвезди. Ова поместување се нарекува паралактички, а аголот со кој ѕвездата се поместила за небесна сфера, - паралакса. Годишната паралакса на ѕвездата е аголот под кој просечниот радиус на орбитата на Земјата бил видлив од неа, нормално на насоката на ѕвездата.
Концептот на паралакса е поврзан со името на една од основните единици на растојание во астрономијата - парсек. Ова е растојанието до имагинарна ѕвезда чија годишна паралакса би била точно 1". Годишната паралакса на која било ѕвезда е поврзана со растојанието до неа со едноставна формула:
каде r е растојанието во парсеци, P е годишната паралакса во секунди.
Сега растојанијата до илјадници ѕвезди се одредени со помош на методот на паралакса.
Сега, знаејќи го растојанието до ѕвездата, можете да ја одредите нејзината осветленост - количината на енергија што всушност е емитирана од неа. Се карактеризира со неговата апсолутна големина.
Апсолутна величина (М) е величината што би ја имала ѕвездата на растојание од 10 парсеци (32,6 светлосни години) од набљудувач. Знаејќи ја привидната величина и растојанието до ѕвездата, можете да ја најдете нејзината апсолутна величина:
M=m + 5 - 5 * lg(r)
Најблиската ѕвезда до Сонцето, Проксима Кентаур, ситно темно црвено џуџе, има привидна светлинска величина од m=-11,3 и апсолутна светлинска величина M=+15,7. И покрај нејзината близина до Земјата, таква ѕвезда може да се види само во моќен телескоп. Уште побледа ѕвезда бр.359 според каталогот Wolf: m=13,5; М=16,6. Нашето Сонце сјае 50.000 пати посветло од Волкот 359. Ѕвездата Дорадус (на јужната хемисфера) има само 8-ма привидна величина и не е видлива со голо око, но нејзината абсолутна вредностМ=-10,6; таа е милион пати посветла од сонцето. Да беше на исто растојание од нас како и Проксима Кентаури, ќе светеше посветла од месечинатана полна месечина.
За Сонцето М=4,9. На растојание од 10 парсеци, сонцето ќе биде видливо како бледа ѕвезда, едвај видлива со голо око.
Зрачењето кое се емитува од мала површина на светлечка површина на единица површина. Тоа е еднакво на односот на прозрачниот флукс што произлегува од малата површина што се разгледува до површината на оваа област:
,каде што dΦ е светлиот флукс што се емитува од површина од површина d С. Светлината се мери во lm/m². 1 lm/m² е осветленоста на површина со површина од 1 m2 што емитува прозрачен флукс еднаков на 1 lm.
Светлината не зависи од растојанието до објектот, само привидната големина зависи од неа. Светлината е една од најважните ѕвездени карактеристики, што овозможува споредба помеѓу Различни видовиѕвезди на дијаграмите „спектрум - сјајност“, „маса - сјајност“. Осветленоста на ѕвездата може да се пресмета со формулата:
Каде Р- радиус на ѕвездата, Те температурата на неговата површина, σ е Стефан-Болцмановиот коефициент.
Осветленост на судирот
Во експерименталната физика на честички сјајностсе нарекува параметар на забрзувачот или судирот, кој го карактеризира интензитетот на судирот на честички на два снопови кои се судираат, или честички на зрак со честички на фиксна цел. Светлината L се мери во cm−2 s−1. Кога пресекот на реакцијата се множи со осветленоста, се добива просечната фреквенција на овој процес кај даден судар.
Белешки
Фондацијата Викимедија. 2010 година.
- Соработка
- Композитен материјал
Погледнете што е „Luminosity“ во другите речници:
СВЕТЛИВОСТ- во точка на површината. една од количествата светлина, односот на прозрачниот флукс што произлегува од површинскиот елемент до површината на овој елемент. Единица C. (SI) лумен на квадратен метар (lm/m2). Слична вредност во енергетскиот систем. количините се нарекуваат... ... Физичка енциклопедија
сјајност- Однос на емитиран прозрачен флукс прозрачна површина, до површината на оваа површина [ Терминолошки речникза изградба на 12 јазици (VNIIIS Гострој СССР)] сјајност (Mν) Физичка количина, определен со односот... ... Водич за технички преведувач
СВЕТЛИВОСТ- СВЕТЛИВОСТ, апсолутна осветленост на ЅВЕЗДАТА, количината на енергија што ја емитува нејзината површина во секунда. Изразено во вати (џули во секунда) или единици на сончева светлина. Болометриската сјајност ја мери вкупната моќност на светлината на ѕвездата по... ... Научно-технички енциклопедиски речник
СВЕТЛИВОСТ- LUMINITY, 1) во астрономијата, вкупната количина на емитирана енергија вселенски објектпо единица време. Понекогаш зборуваме за осветленост во одреден опсег на бранови должини, на пример радио сјајност. Обично се мери во erg/s, W или единици... ... Модерна енциклопедија
СВЕТЛИВОСТ- зрачењето на ѕвездите. Обично се изразува во единици еднакви на сончевата сјајност L? = 3,86?1026 В...
СВЕТЛИВОСТ- вредноста на вкупниот прозрачен флукс емитиран од единица површина на изворот на светлина. Измерено во lm/m² (во SI) ... Голем енциклопедиски речник
СВЕТЛИВОСТ- (светлина) физичка. големина, еднаков на односотсветлина (cm.) Ф емитирана од светлечка површина до областа S на оваа површина: R = Ф/S Во SI изразена во (cm.) на квадратен метар(lm/m2) ... Голема политехничка енциклопедија
Светлост- I Осветленост во точка на површина, односот на прозрачниот флукс (Види Светлечки флукс) што произлегува од мал површински елемент што содржи оваа точка, до областа на овој елемент. Една од количествата светлина (види. Лесни количини).… … Голема советска енциклопедија
сјајност- И; и. Астрон. Светлосен флукс емитиран од единица површина на извор на светлина. C. на ѕвезда (односот на светлосниот интензитет на ѕвездата со светлосниот интензитет на Сонцето). S. ноќно небо (сјај на атоми и воздушни молекули во високите слоеви на атмосферата). * * * сјајност I…… енциклопедиски речник
Светлост- во астрономијата вкупна енергија, емитирана од изворот по единица време (во апсолутни единициили во единици на сончева сјајност; сјајност на Сонцето = 3,86·1033 ерг/с). Понекогаш тие не зборуваат за целосна S., туку за S. во одреден опсег на бранови должини. На пример, во... ... Астрономски речник
Светлост
Долго време, астрономите веруваа дека разликата во очигледната осветленост на ѕвездите е поврзана само со растојанието до нив: колку е подалеку ѕвездата, толку помалку светла треба да изгледа. Но, кога растојанијата до ѕвездите станаа познати, астрономите открија дека понекогаш и повеќе далечни ѕвездиимаат поголем видлив сјај. Тоа значи дека привидната осветленост на ѕвездите не зависи само од нивната оддалеченост, туку и од вистинската јачина на нивната светлина, односно од нивната сјајност. Осветленоста на ѕвездата зависи од големината на површината на ѕвездите и нејзината температура. Светлината на ѕвездата го изразува нејзиниот вистински светлосен интензитет во споредба со светлиот интензитет на Сонцето. На пример, кога велат дека сјајноста на Сириус е 17, тоа значи дека вистинскиот интензитет на неговата светлина е 17 пати поголем од интензитетот на Сонцето.
Со одредување на сјајноста на ѕвездите, астрономите открија дека многу ѕвезди се илјадници пати посветли од Сонцето, на пример, сјајноста на Денеб (алфа Лебед) е 9400. Меѓу ѕвездите има и такви кои емитираат стотици илјади пати повеќе светлинаотколку Сонцето. Пример е ѕвездата симболизирана со буквата S во соѕвездието Дорадо. Сјае 1.000.000 пати посилно од Сонцето. Другите ѕвезди имаат иста или речиси иста сјајност како нашето Сонце, на пример, Алтаир (Алфа Аквила) -8. Постојат ѕвезди чија сјајност е изразена во илјадити делови, односно нивниот светлечки интензитет е стотици пати помал од оној на Сонцето.
Боја, температура и состав на ѕвездите
Ѕвездите имаат различна боја. На пример, Вега и Денеб се бели, Капела е жолтеникава, а Бетелгез е црвеникава. Колку е помала температурата на ѕвездата, толку е поцрвена. Температурата на белите ѕвезди достигнува 30.000, па дури и 100.000 степени; температурата на жолтите ѕвезди е околу 6000 степени, а температурата на црвените е 3000 степени и подолу.
Ѕвездите се направени од жешко гасовити материи: водород, хелиум, железо, натриум, јаглерод, кислород и други.
Јато од ѕвезди
Ѕвездите во огромниот простор на Галаксијата се распоредени доста рамномерно. Но, некои од нив сè уште се акумулираат во одредени места. Се разбира, дури и таму растојанијата меѓу ѕвездите се уште се многу големи. Но, поради огромните растојанија, таквите блиску лоцирани ѕвезди изгледаат како ѕвездено јато. Затоа се нарекуваат така. Најпознатото од ѕвездените јата е Плејадите во соѕвездието Бик. Со голо око може да се разликуваат 6-7 ѕвезди во Плејадите, лоцирани многу блиску една до друга. Преку телескоп, повеќе од сто од нив се видливи на мала област. Ова е едно од јата во кои ѕвездите формираат повеќе или помалку изолиран систем, поврзан општо движењево вселената. Дијаметарот на ова ѕвездено јато е околу 50 светлосни години. Но, дури и со очигледната близина на ѕвездите во ова јато, тие се всушност доста далеку една од друга. Во истото соѕвездие, околу нејзината главна - најсветлата - црвеникава ѕвезда Ал-дебаран, има уште едно, порасфрлано ѕвездено јато - Хјади.
Некои ѕвездени јата се појавуваат како магливи, матни точки во слабите телескопи. Во помоќните телескопи, овие точки, особено кон рабовите, се распаѓаат на поединечни ѕвезди. Големите телескопи овозможуваат да се утврди дека се работи за особено блиски ѕвездени јата кои имаат сферична форма. Затоа, таквите кластери се нарекуваат топчести. Топка ѕвездени јатасега се познати повеќе од стотина. Сите тие се многу далеку од нас. Секоја од нив се состои од стотици илјади ѕвезди.
Прашањето за тоа што е светот на ѕвездите е очигледно едно од првите прашања со кои се соочи човештвото од почетокот на цивилизацијата. Секое лице кое размислува за ѕвезденото небо неволно ги поврзува најсветлите ѕвезди едни со други во наједноставни форми - квадрати, триаголници, крстови, станувајќи неволен креатор на сопствената мапа на ѕвезденото небо. Нашите предци го следеа истиот пат, делејќи го ѕвезденото небо на јасно препознатливи комбинации на ѕвезди наречени соѕвездија. Во античките култури наоѓаме референци за првите соѕвездија, идентификувани со симболите на боговите или митовите, кои дошле до нас во форма на поетски имиња - соѕвездието на Орион, соѕвездието Canes Venatici, соѕвездието Андромеда, итн. Се чинеше дека овие имиња ги симболизираа идеите на нашите предци за вечноста и непроменливоста на универзумот, постојаноста и непроменливоста на хармонијата на космосот.
Ѕвезди. Светлина, спектар и класификација.
Некои ѕвезди сјаат посилно, други послаби. Моќта на зрачењето на ѕвездата се нарекува сјајност. Светлината е вкупната енергија што ја емитува ѕвезда за 1 секунда. Осветленоста на ѕвездата го карактеризира протокот на енергија што ја емитува ѕвездата во сите правци и има димензија на моќност J/s или W. Светлината се одредува ако се познати привидната величина и растојанието до ѕвездата. Ако да се утврди видлива големинаастрономијата има доста сигурен инструментални методи, тогаш растојанието до ѕвездите не е толку лесно да се одреди. Апсолутната величина на Сонцето во целиот опсег на зрачење (болометриска величина) е M = 4,72, неговата сјајност е L = 3,86∙10 26 W. Знаејќи ја апсолутната величина, можете да ја пронајдете осветленоста: log L/L = 0,4 (M – M).
| Ѕвезда | Светлост |
| Сириус | 22 Л |
| Канопус | 4 700 л |
| Арктур | 107 л |
| Вега | 50 л |
Осветленоста на другите ѕвезди се одредува во релативни единици, во споредба со сјајноста на Сонцето. Познати се ѕвездите кои емитуваат десетици илјади пати помалку радијација од Сонцето. И ѕвездата S Dorado, видлива само во земјите од јужната хемисфера на Земјата како ѕвезда со 8-ма магнитуда (не видлива со голо око!), е милион пати посветла од Сонцето, нејзината апсолутна величина е M = –10,6 . Ѕвездите може да се разликуваат по сјај за милијарда пати. Меѓу ѕвездите со многу висока сјајност, се разликуваат џинови и суперџинови. Повеќето џинови имаат температури од 3.000–4.000 К, поради што се нарекуваат црвени џинови.
Алдебаран е црвен џин во соѕвездието Бик.
Алфа Орионис - Бетелгез. Суперџинови, како што е Бетелгез, се најмногу моќни извориСвета. Ѕвездите со мала сјајност се нарекуваат џуџиња.
Мала точка до Сириус е неговиот сателит, бело џуџеСириус Б. Спектри на ѕвезди се нивните пасоши со опис на сите карактеристики на ѕвезда. Ѕвездите се направени од истото хемиски елементи, кои се познати на Земјата, но во процентоткај нив доминираат лесни елементи: водород и хелиум. Од спектарот на ѕвездата можете да ја дознаете нејзината сјајност, растојание до ѕвездата, температура, големина, хемиски составнеговата атмосфера, брзината на ротација околу својата оска, карактеристиките на движење наоколу општ центаргравитација. Спектрален апарат монтиран на телескоп ја дели ѕвездената светлина по бранова должина во спектрална лента. Од спектарот, можете да дознаете каква енергија доаѓа од ѕвездата на различни бранови должини и многу прецизно да ја процените нејзината температура. Бојата и спектарот на ѕвездите се поврзани со нивната температура. Во студените ѕвезди со температура на фотосферата од 3.000 К, преовладува зрачењето во црвениот регион на спектарот. Спектрите на таквите ѕвезди содржат многу линии на метали и молекули. Во топла сини ѕвездисо температури над 10.000–15.000 К повеќетоатомите се јонизираат. Целосно јонизираните атоми не даваат спектрални линии, затоа има неколку линии во спектрите на таквите ѕвезди.
Според нивните спектри, ѕвездите се поделени на спектрални класи:
|
Спектри на различни ѕвезди.Карактеристична карактеристика на ѕвездените спектри е и присуството на огромен број апсорпциони линии кои припаѓаат на различни елементи. Фината анализа на овие линии обезбеди особено вредни информации за природата на надворешните слоеви на ѕвездите.
Хемискиот состав на надворешните слоеви на ѕвездите, од каде нивното зрачење директно доаѓа до нас, се карактеризира со целосна доминација на водород. Хелиумот е на второ место, а бројот на други елементи е прилично мал. За секои десет илјади атоми на водород има илјада атоми на хелиум, околу 10 атоми кислород, нешто помалку јаглерод и азот и само еден атом на железо. Нечистотиите на другите елементи се сосема занемарливи. Без претерување, можеме да кажеме дека ѕвездите се состојат од водород и хелиум со мала мешавина на потешки елементи. Добар показател за температурата на надворешните слоеви на ѕвездата е нејзината боја. Жешките ѕвезди од спектралните типови O и B се сини; ѕвезди слични на нашето Сонце ( спектрална класакои G2) изгледаат жолти, додека ѕвездите од спектралните типови K и M се црвени. Во астрофизиката постои внимателно развиен и целосно објективен систем на бои. Се заснова на споредба на набљудуваните големини добиени преку различни строго стандардизирани светлосни филтри. Квантитативно, бојата на ѕвездите се карактеризира со разлика помеѓу две вредности добиени преку два филтри, од кои едниот пренесува претежно сини зраци („Б“), а другиот има крива на спектрална чувствителност слична на човечкото око ( „V“). Технологијата за мерење на бојата на ѕвездите е толку напредна што според измерените B-V вредностможно е да се одреди спектралната класа на ѕвезда со точност на подкласа. За бледите ѕвезди, анализата на бојата е единствениот начин за нивна спектрална класификација.
Спектралната класификација на Харвард се заснова на присуството или отсуството, како и релативен интензитетодредени спектрални линии.
Покрај главните спектрални класи наведени во табелата за релативно ладни ѕвезди, постојат и класи N и R (појаси на апсорпција на јаглеродни молекули C2, цијанид CN и јаглерод моноксид CO), класа S (појаси на титаниум оксиди TiO и циркониум ZrO ), како и за најстудените ѕвезди – класа L (појас на CrH, линии на рубидиум, цезиум, калиум и натриум). За објекти од подѕвездениот тип - „кафеави џуџиња“, со средна маса помеѓу ѕвездите и планетите, неодамна беше воведена специјална спектрална класа Т (апсорпциони појаси на вода, метан и молекуларен водород). Спектралните класи O, B, A често се нарекуваат топли или рани, класите F и G се сончеви, а класите K и M се ладни или доцни спектрални класи. За попрецизна дефиниција на ѕвездените спектри, интервалите помеѓу наведените класи се поделени во 10 подкласи. На пример, F5 е среден спектар помеѓу F0 и G0. Спектралната класа на Сонцето е G2.
Можност за мерење и споредување на сјајот различни ѕвездидоведе до откритието нова областво астрономијата - колориметрија. Колориметријата е мерење и проучување на бојата на ѕвездите.
Перцепцијата на бојата е чисто субјективна, зависи од реакцијата на мрежницата на набљудувачот. Чувствителноста на бојата на човечкото око е ограничена приближно на следната област: од виолетови зраци (4.000 А) до црвени зраци (7.500 А). Ѕвездите испуштаат енергија во сите опсези електромагнетен спектар, не само во видлива област. Боите на ѕвездите се одредуваат според односот на интензитетот на зрачењето во два или повеќе региони од спектарот. Отпрвин, беше предложено да се измери бојата на ѕвездите со помош на фотографии. Ако ѕвезда е фотографирана на две фотографски плочи, од кои едната е чувствителна на пократки, сини зраци, а втората на подолги, црвени зраци, тогаш оцрнувањето, односно видливата величина, ќе биде различно на различни фотографски плочи. Разликата помеѓу фотографските магнитуди беше наречена индекс на боја (CI).
CI = m(1) – m(2). Црвените ѕвезди имаат позитивни показателибоите, а сино-белите ѕвезди се негативни. Со развојот на технологијата за фотометриско мерење и појавата на фотомултипликаторите, беше договорено да се користи системот на бои U, B, V. Системот U, B, V го замени претходниот фотографски и фотовизуелен систем за одредување боја. Системот на бои U ги мери ѕвездените величини во ултравиолетовиот регион на спектарот, системот на бои Б - во обичниот фотографски регион, што одговара на сините зраци, а системот на бои V - во регионот на бојата што преовладува во осветлувањето на нашата планета, т.е. жолта боја.
УБВ систем.
Индексот на боја B-V ви овозможува да ги споредите интензитетите на зрачење во сините и жолтите зраци и индикаторот U-B боиво ултравиолетовиот и синиот опсег на спектарот. Се согласивме да претпоставиме дека индексот на боја B-V за ѕвезда од класата AO еднаква на нула. Ова одговара на флукс од кванти со бранова должина од 5550 А. Ако индексот на бојата на ѕвездата главна низанегативна, тогаш таа е ѕвезда од раните спектрални класи со површинска температура поголема од 10.000 К. Ако индексот на бојата е позитивен, тогаш тоа е ѕвезда од доцните спектрални класи со површинска температура помала од 10.000 К. Така, во колориметријата , воспоставена е врска помеѓу индексот на боја B-V, спектралната класа и температурата на фотосферата за ѕвездите од главната низа. Ѕвездите, со ретки исклучоци, се забележани како точки изворирадијација. Тоа значи дека нивните аголни димензии се многу мали. Дури и најголемите телескопи не можат да ги видат ѕвездите како „вистински“ дискови. Ѕвезда, дури и во нејзината максимум голем телескопне може да се реши.
Методи за одредување на големини на ѕвезди:
- од набљудување на затемнување од страна на Месечината, ѕвездите може да се утврдат аголна големина, и, знаејќи го растојанието до ѕвездата, можете да ги одредите нејзините вистински, линеарни димензии;
- димензиите на ѕвездата може директно да се измерат со посебен уред– оптички интерферометар;
- големината на ѕвездата може теоретски да се пресмета врз основа на проценките на вкупната сјајност и температура според законот Стефан-Болцман.
Споредбени големини на Сонцето и џуџињата.
Големините на ѕвездите значително се разликуваат: има џуџиња, џинови и обични ѕвезди, кои се мнозинство. Мерењата покажаа дека големините на белите џуџиња се неколку илјади километри, а големините на црвените џинови се споредливи со големини сончев систем. Масата на ѕвезда е можеби нејзината најважна карактеристика. Масата одредува сè животен патѕвезди. Масата може да се процени за ѕвездите вклучени во бинарното ѕвездени системи, ако се познати полуглавната оска на орбитата a и орбиталниот период T. Во овој случај, масите се одредени од третиот закон на Кеплер, кој може да се запише во следнава форма: тука M1 и M2 се масите на компоненти на системот, G е гравитационата константа. Равенката го дава збирот на масите на компонентите на системот. Ако, дополнително, релацијата е позната орбитални брзини, тогаш нивните маси може да се одредат посебно. За жал, само за релативно мал број двојни системиНа овој начин може да се одреди масата на секоја ѕвезда.
Сите други методи за проценка на масата се индиректни. Во суштина, астрономијата немала и моментално нема метод за директно и независно одредување на масата на изолирана ѕвезда. И ова е сериозен пропуст во нашата наука за универзумот. Кога би постоел таков метод, напредокот на нашето знаење би бил многу побрз. За ѕвездите од главната низа е утврдено дека поголема маса, толку е поголема сјајноста на ѕвездата. Оваа зависност е нелинеарна: на пример, со удвојување на масата, осветленоста се зголемува за повеќе од 10 пати. Најмалите ѕвезди се значително помасивни од која било планета во Сончевиот систем. Масите на ѕвездите се движат од 0,1 соларна маса до неколку десетици соларни маси. Така, масите на ѕвездите се разликуваат само за неколку стотици пати.
Откриени се споредби на масите и сјајноста на повеќето ѕвезди следната зависност: Светлината е приближно пропорционална со четвртата сила на масата.
Густината на гасот во центарот на Сонцето е сто пати поголема од онаа на водата. Ѕвезда со тежина двапати повеќе од Сонцето зрачи околу 16 пати посилно. Под влијание висока температура(милиони келвини) атомите на јадрото се целосно јонизирани, а растојанијата меѓу нив се намалуваат. Густината на гасот во центарот на Сонцето е сто пати поголема од онаа на водата. Температурата на ѕвездата исто така се зголемува како што се приближува до центарот. Ѕвездите од раните спектрални типови O, B, A се карактеризираат и со високи стапки на ротација.
Брзини на екваторијална ротација на ѕвездите: спектар v, km/s O5 400 A0 320 A5 250 F0 180
Највисоките забележани брзини беа пронајдени за ѕвезди со емисиони линии во спектарот и, се разбира, за неутронски ѕвезди. Нашето Сонце ротира со екваторијална брзина од 2 km/s. Ѕвездите се разликуваат многу по големина, сјај и температура.
Поради нивната огромна површина, гигантите испуштаат неизмерно повеќе енергија отколку нормални ѕвездикако Сонцето и покрај тоа што нивната површинска температура е многу пониска. Радиусот на црвениот суперџин Бетелгез (орион) е многу пати поголем од радиусот на Сонцето. Спротивно на тоа, големината на нормална црвена ѕвезда обично не е поголема од една десетина од големината на Сонцето. За разлика од гигантите, тие се нарекуваат џуџиња. На пример, две ѕвезди со ист спектрален тип М2, Бетелгез и Лаланд 21185, се разликуваат во сјајноста за фактор од 600.000. Бетелгез е 3.000 пати посјаен од Сонцето, додека Лаланд 21185 е 200 пати помалку. Ѕвездите стануваат џинови и џуџиња во различни фази од нивната еволуција, а џинот, откако достигна „старост“, може да се претвори во бело џуџе. Заедно со црвените џинови и суперџинови, постојат бели и сини суперџинови: Регулус (α Лав), Ригел (β Орион).
Извор на информации: „Отворена астрономија 2.5“, ДОО „ФИЗИКОН“
Замислете дека некаде во морето темнината на ноќтаСветлината тивко трепери. Освен ако искусен морнар не ви објасни што е тоа, често нема да знаете: тоа е или фенерче на лакот на брод што поминува или моќен рефлектор од далечен светилник.
На истата позиција во темна ноќГи гледаме и ѕвездите кои светат. Нивната очигледна брилијантност зависи и од нивниот вистински светлечки интензитет, т.н сјајност, и од нивната дистанца до нас. Само знаењето за растојанието до ѕвездата овозможува да се пресмета нејзината сјајност во споредба со Сонцето. На пример, сјајноста на ѕвезда која е десет пати помалку светла во реалноста од Сонцето ќе биде изразена како 0,1.
Друг начин да се изрази вистинскиот светлечки интензитет на ѕвездата е да се пресмета со каква величина би ни изгледала кога би била на стандардно растојание од 32,6 од нас. светлосни години, односно таква што светлината која се движи со брзина од 300.000 km/s ќе помине низ него во ова време.
Прифатете го ова стандардно растојаниесе покажа дека е погодно за различни пресметки. Осветленоста на ѕвездата, како и секој извор на светлина, варира обратно со квадратот на растојанието од неа. Овој закон ни овозможува да ги пресметаме апсолутните величини или сјајности на ѕвездите, знаејќи го растојанието до нив.
Кога станаа познати растојанијата до ѕвездите, можевме да ја пресметаме нивната осветленост, односно можевме да ги подредиме и да ги споредиме една со друга под исти услови. Мора да се признае дека резултатите беа неверојатни, бидејќи претходно се претпоставуваше дека сите ѕвезди се „слични на нашето Сонце“. Осветленоста на ѕвездите се покажа како неверојатно различни и тие во нашата линија не можат да се споредат со ниту една линија пионери.
Ќе дадеме само екстремни примери на сјајност во светот на ѕвездите.
Најслабата позната долго време беше ѕвезда која е 50 илјади пати побледа од Сонцето, а нејзината апсолутна вредност на сјајност: +16,6. Меѓутоа, подоцна биле откриени уште побледи ѕвезди, чија сјајност, во споредба со сонцето, е милиони пати помала!
Димензиите во вселената се измамнички: Денеб од Земјата сјае посветло од Антарес, но Пистолот воопшто не е видлив. Меѓутоа, за набљудувач од нашата планета, и Денеб и Антарес изгледаат едноставно безначајни точки во споредба со Сонцето. Колку е ова погрешно може да се процени по едноставен факт: Пиштолот произведува толку светлина во секунда колку што произведува Сонцето за една година!
На другиот раб на линијата ѕвезди стои „С“ на Златна Рипка, видливи само во земјите Јужна хемисфераЗемјата е како ѕвезда (т.е. не е ни видлива без телескоп!). Всушност, тоа е 400 илјади пати посветло од Сонцето, а неговата апсолутна вредност на сјајност е -8,9.
АпсолутнаВредноста на сјајноста на нашето Сонце е +5. Не толку многу! Од далечина од 32,6 светлосни години, би имале потешкотии да го видиме без двоглед.
Ако осветленоста на обичната свеќа се земе како светлина на Сонцето, тогаш во споредба со него „S“ на Дорадо ќе биде моќен рефлектор, а најслабата ѕвезда е послаба од најбедната светулка.
Значи, ѕвездите се далечни сонца, но нивниот интензитет на светлина може да биде сосема различен од оној на нашата ѕвезда. Фигуративно кажано, менувањето на нашето Сонце со друго би требало да се направи со претпазливост. Од светлината на едниот ќе ослепевме, во светлината на другиот ќе талкаме како во самрак.
Магнитуди
Бидејќи очите се првиот инструмент во мерењето, мора да знаеме едноставни правила, кои ги регулираат нашите проценки за осветленоста на изворите на светлина. Нашата проценка за разликите во осветленоста е релативна наместо апсолутна. Споредувајќи две слаби ѕвезди, гледаме дека тие се забележливо различни една од друга, но за две светли ѕвезди истата разлика во осветленоста останува незабележана од нас, бидејќи е незначителна во споредба со вкупната количина на емитирана светлина. Со други зборови, нашите очи оценуваат роднина, но не апсолутнаразлика во сјајот.
Хипарх беше првиот што ги подели ѕвездите видливи со голо око во шест класи, според нивната светлина. Подоцна, ова правило беше донекаде подобрено без промена на самиот систем. Класите на магнитуда беа распределени така што ѕвездата со 1-ва светлинска величина (просекот од 20) би произведувала сто пати повеќе светлина од ѕвезда со 6-та светлинска величина, што е на границата на видливост за повеќето луѓе.
Разликата од една светлинска величина е еднаква на квадратот 2,512. Разликата од две величини одговара на 6,31 (2,512 квадратни), разликата од три величини одговара на 15,85 (2,512 на третата моќност), разликата од четири величини одговара на 39,82 (2,512 на четвртата моќност) и разликата од пет величините одговараат на 100 (2.512 квадратни). петти степен).
Ѕвезда со 6-та величина ни дава сто пати помалку светлина, од ѕвезда со 1-ва светлинска величина, а ѕвезда со 11-та светлинска величина е десет илјади пати помала. Ако земеме ѕвезда со 21-ва величина, тогаш нејзината светлина ќе биде помала од 100.000.000 пати.
Како што е веќе јасно - апсолутната и релативната возна вредност,
работите се сосема неспоредливи. За „роднина“ набљудувач од нашата планета, Денеб во соѕвездието Лебед изгледа отприлика вака. Но, всушност, целата орбита на Земјата едвај би била доволна за целосно да го содржи обемот на оваа ѕвезда.
За правилно да ги класифицирате ѕвездите (и сите тие се различни една од друга), треба внимателно да се осигурате дека по целиот интервал помеѓу соседните ѕвездени величини се одржува соодносот на осветленоста од 2,512. Невозможно е да се направи таква работа со голо око; специјални алатки, тип фотометриПикеринг, кој се користи како стандард Северна ѕвездаили дури и „просечна“ вештачка ѕвезда.
Исто така, за практичноста на мерењата, неопходно е да се ослабне светлината на многу светли ѕвезди; тоа може да се постигне или со поларизирачки уред, или со помош на фотометриски клин.
Чисто визуелните методи, дури и со помош на големи телескопи, не можат да ја прошират нашата скала на магнитуда до слаби ѕвезди. Освен тоа, визуелни методимерењата треба (и може) да се прават само директно на телескопот. Затоа, во нашево време, чисто визуелната класификација веќе е напуштена и се користи методот на фотоанализа.
Како можете да ја споредите количината на светлина што ја прима фотографска плоча од две ѕвезди со различен сјај? За да изгледаат исто, неопходно е да се ослабне светлината од посветлата ѕвезда позната количина. Најлесен начин да го направите ова е со поставување на отворот пред леќата на телескопот. Количината на светлина што влегува во телескопот варира во зависност од површината на леќата, така што слабеењето на светлината на која било ѕвезда може точно да се измери.
Ајде да избереме некоја ѕвезда како стандардна и да ја фотографираме со целосната бленда на телескопот. Потоа ќе одредиме која решетка треба да се користи при дадена експозиција за да се добие истата слика при снимање на посветла ѕвезда како во првиот случај. Односот на површините на намалените и полните дупки го дава односот на осветленоста на двата објекти.
Овој метод на мерење дава грешка од само 0,1 светлинска величина за која било ѕвезда во опсегот од 1-ва до 18-та светлинска величина. Вака добиените величини се нарекуваат фотовизуелен.