Если смотреть на звездное небо, сразу бросается в глаза, что звезды резко отличаются по своей яркости - одни светят очень ярко, они легко заметны, другие трудно различить невооруженным глазом.
Еще древний астроном Гиппарх предложил различать яркость звезд. Звезды были разделены на шесть групп: к первой относятся самые яркие - это звезды первой величины (сокращенно - 1m, от латинского magnitudo- величина), звезды послабей - ко второй звездной величине (2m) и так далее до шестой группы - едва различимые невооруженным глазом звезды. Звездная величина характеризует блеск звезды, тоесть освещенность, которую звезда создает на земле. Блеск звезды 1m больше блеска звезды 6mв 100 раз.
Изначально яркость звезд определялась неточно, на глазок; позже, с появлением новых оптических приборов, светимость стали определять точнее и стали известны менее яркие звезды со звездной величиной больше 6. (Самый мощный российский телескоп - 6-ти метровый рефлектор - позволяет наблюдать звезды до 24-й величины.)
С увеличением точности измерений, появлением фотоэлект-рических фотометров, возрастала точность измерения яркости звезд. Звездные величины стали обозначать дробными числами. Наиболее яркие звезды, а также планеты имеют нулевую или даже отрицательную величину. Например, Луна в полнолуние имеет звездную величину -12,5, а Солнце -- -26,7.
В 1850 г. английский астроном Н. Поссон вывел формулу:
E1/E2=(5v100)m3-m1?2,512m2-m1
где E1и E2 - освещенности, создаваемые звездами на Земле, а m1и m2- их звездные величины. Иными словами, звезда, например, первой звездной величины в 2,5 раза ярче звезды второй величины и в 2,52=6,25 раз ярче звезды третьей величины.
Однако значения звездной величины недостаточно для характеристики светимости объекта, для этого необходимо знать расстояние до звезды.
Расстояние до предмета можно определить, не добираясь до него физически. Нужно измерить направление на этот предмет с двух концов известного отрезка (базиса), а затем рассчитать размеры треугольника, образованного концами отрезка и удалённым предметом. Этот метод называется триангуляцией.
Чем больше базис, тем точнее результат измерений. Расстояния до звёзд столь велики, что длина базиса должна превосходить размеры земного шара, иначе ошибка измерения будет велика. К счастью, наблюдатель вместе с планетой путешествует в течение года вокруг Солнца, и если он произведёт два наблюдения одной и той же звезды с интервалом в несколько месяцев, то окажется, что он рассматривает её с разных точек земной орбиты, - а это уже порядочный базис. Направление на звезду изменится: она немного сместится на фоне более далёких звёзд. Это смещение называется параллактическим, а угол, на который сместилась звезда на небесной сфере, - параллаксом. Годичным параллаксом звезды называется угол, под которым с неё был виден средний радиус земной орбиты, перпендикулярный направлению на звезду.
С понятием параллакса связано название одной из основных единиц расстояний в астрономии - парсек. Это расстояние до воображаемой звезды, годичный параллакс которой равнялся бы точно 1"". Годичный параллакс любой звезды связан с расстоянием до неё простой формулой:
где r - расстояние в парсеках, П - годичный параллакс в секундах.
Сейчас методом параллакса определены расстояния до многих тысяч звёзд.
Теперь, зная расстояние до звезды, можно определить ее светимость - количество реально излучаемой ею энергии. Ее характеризует абсолютная звездная величина.
Абсолютная звездная величина (M) - такая величина, которую имела бы звезда на расстоянии 10 парсек (32,6 световых лет) от наблюдателя. Зная видимую звездную величину и расстояние до звезды, можно найти ее абсолютную звездную величину:
M=m + 5 - 5 * lg(r)
Ближайшая к Солнцу звезда Проксима Центавра - крошечный тусклый красный карлик - имеет видимую звездную величину m=-11,3, а абсолютную M=+15,7. Несмотря на близость к Земле, такую звезду можно разглядеть только в мощный телескоп. Еще более тусклая звезда №359 по каталогу Вольфа: m=13,5; M=16,6. Наше Солнце светит ярче, чем Вольф 359 в 50000 раз. Звезда дЗолотой Рыбы (в южном полушарии) имеет только 8-ю видимую величину и не различима невооруженным глазом, но ее абсолютная величина M=-10,6; она в миллион раз ярче Солнца. Если бы она находилась от нас на таком же расстоянии, как Проксима Центавра, она бы светила ярче Луны в полнолуние.
Для Солнца M=4,9. На расстоянии 10 парсек солнце будет видно слабой звездочкой, с трудом различимой невооруженным глазом.
Единственной физической величиной, которой можно ха-рактеризовать звезду и которую можно измерить, является ос-вещённость, создаваемая звездой на земной поверхности. Из оптики известно, что освещённость E, светимость звезды L и расстояние до звезды R связаны соотношением
E = L / 4πR 2 .
Освещённость, создаваемая самой яркой звездой Сириус на поверхности Земли, более чем в 10 10 раз превышает освещён-ность, создаваемую самой слабой наблюдаемой звездой, но при-мерно во столько же раз меньше освещённости, создаваемой Солнцем .
Зная расстояние до звезды, измерив создаваемую ею осве-щённость, можно определить одну из основных физических её характеристик — светимость. Оказалось, что светимости звёзд разбросаны в весьма широких пределах. Светимость большин-ства звёзд меньше солнечной (у самых маломощных в милли-он раз), у самых больших и ярких звёзд, называемых бе-лыми или голубыми сверхгигантами, в десятки тысяч раз больше.
Самые горячие звезды имеют температуру до 35 000 K. Максимум излучения у них лежит в далёкой ультрафиолето-вой области, и нам они кажутся голубыми. Звезды с темпера-турой 10 000 K белые, с температурой 6000 K жёлтые, с тем-пературой 3000—3500 K красные.
|
Темпера-тура, K |
Основные линии в видимом спектре (химические элементы) |
Цвет звезды |
Представитель |
|
Голубовато-белый |
Вега (α Лиры) |
||
|
Сириус (α Боль-шого Пса) |
|||
|
Металлы, OH, TiO |
Арктур (α Воло-паса) |
||
|
Металлы, OH, TiO |
Темно-красный |
R Зайца |
Цвет звёзд
Внимательный наблю-датель сразу заметит, что яркие звезды имеют разный цвет. Так, Вега (α Лиры) голубовато-белая, Альдебаран (α Тельца) красновато-жёлтая, Сириус (α Большого Пса) белая, Антарес (α Скорпиона) красная, Солнце и Капелла (α Возничего) жёлтые. Мы не видим цвет у более слабых звёзд только из-за осо-бенностей нашего зрения. Цвет звезды обусловлен её темпера-турой, что непосредственно следует из закона Вина.
Энергия, испускаемая единицей поверх-ности звезды, определяется законом Стефана—Больцмана. Вся поверхность звезды равна 4πR 2 (R — радиус звезды). Поэтому светимость звезды определяется выражением
L = 4πR 2 σT .
Таким образом, если нам известны температура и свети-мость звезды, то мы можем вычислить и её радиус. Угловые размеры дисков звёзд намного меньше предельного угла для большинства существующих телескопов. Лишь используя са-мые большие телескопы и специальные способы наблюдений, удалось не только непосредственно измерить диаметры несколь-ких звёзд, но и получить изображения их дисков.
Полученные значения радиусов звёзд в целом совпадают с вычисленными по приведённой формуле светимости.
Массы звёзд лежат в очень узких пределах. Если светимости звёзд лежат в пределах от L ≈ 10 -4 L ☉ до L ≈ 10 4 L ☉ , радиусы — в пре-делах от 0,01R ☉ до 3 . 10 3 R ☉ , то массы звёзд лежат в пределах от 0,02M ☉ до 100M ☉ . Тело меньшей массы уже не является звездой, а большей не может существовать. Такая звезда не-устойчива и уже при возникновении либо сбросит избыточную массу, либо распадётся на две или несколько.
|
Название звезды |
Светимость, в светимостях Солнца |
Радиус, в радиусах Солнца |
Темпера-тура, K |
Плотность по отношению к плотности воды |
|
|
Главная последовательность |
|||||
|
ε Возничего |
|||||
|
α Центавра |
|||||
|
70 Змееносца |
|||||
|
Гиганты |
|||||
|
Альдебаран |
|||||
|
Сверхгиганты |
|||||
|
Белые карлики |
|||||
|
40 Эридана |
10 000 Материал с сайта |
||||
|
2,7 . 10 -3 | |||||
Излучения, испускаемого с малого участка светящейся поверхности единичной площади . Она равна отношению светового потока, исходящего от рассматриваемого малого участка поверхности, к площади этого участка :
,где dΦ - световой поток, испускаемый участком поверхности площадью dS . Светимость измеряется в лм/м². 1 лм/м² - это светимость поверхности площадью 1 м 2 , излучающей световой поток, равный 1 лм.
Светимость не зависит от расстояния до объекта, от него зависит только видимая звёздная величина . Светимость - одна из важнейших звёздных характеристик, позволяющая сравнивать между собой различные типы звёзд на диаграммах «спектр - светимость» , «масса - светимость». Светимость звезды можно рассчитать по формуле:
где R - радиус звезды, T - температура её поверхности, σ - коэффициент Стефана-Больцмана.
Светимость коллайдера
В экспериментальной физике элементарных частиц светимостью называют параметр ускорителя или коллайдера , характеризующий интенсивность столкновения частиц двух встречных пучков, либо частиц пучка с частицами фиксированной мишени. Светимость L измеряется в см −2 ·с −1 . При умножении сечения реакции на светимость получается средняя частота протекания этого процесса на данном коллайдере .
Примечания
Wikimedia Foundation . 2010 .
- Кооперация
- Композиционный материал
Смотреть что такое "Светимость" в других словарях:
СВЕТИМОСТЬ - в точке поверхности. одна из световых величин, отношение светового потока, исходящего от элемента поверхности, к площади этого элемента. Единица С. (СИ) люмен с квадратного метра (лм/м2). Аналогичная величина в системе энергетич. величин наз.… … Физическая энциклопедия
светимость - Отношение светового потока, испускаемого светящейся поверхностью, к площади этой поверхности [Терминологический словарь по строительству на 12 языках (ВНИИИС Госстроя СССР)] светимость (Mν) Физическая величина, определяемая отношением… … Справочник технического переводчика
СВЕТИМОСТЬ - СВЕТИМОСТЬ, абсолютная яркость ЗВЕЗДЫ количество энергии, излучаемой ее поверхностью в секунду. Выражается в ваттах (джоулях в секунду) или в единицах измерения яркости Солнца. Болометрическая светимость измеряет общую мощность света звезды на… … Научно-технический энциклопедический словарь
СВЕТИМОСТЬ - СВЕТИМОСТЬ, 1) в астрономии полное количество энергии, испускаемое космическим объектом в единицу времени. Иногда говорят о светимости в некотором диапазоне длин волн, например радиосветимость. Обычно измеряется в эрг/с, Вт или в единицах… … Современная энциклопедия
СВЕТИМОСТЬ - звезды мощность излучения. Обычно выражается в единицах, равных светимости Солнца L? = 3,86?1026 Вт …
СВЕТИМОСТЬ - величина полного светового потока, испускаемого единицей поверхности источника света. Измеряется в лм/м² (в СИ) … Большой Энциклопедический словарь
СВЕТИМОСТЬ - (светность) физ. величина, равная отношению светового (см.) Ф, испускаемого светящейся поверхностью, к площади S этой поверхности: R = Ф/S В СИ выражается в (см.) на квадратный метр (лм/м2) … Большая политехническая энциклопедия
Светимость - I Светимость в точке поверхности, отношение светового потока (См. Световой поток), исходящего от малого элемента поверхности, который содержит данную точку, к площади этого элемента. Одна из световых величин (См. Световые величины).… … Большая советская энциклопедия
светимость - и; ж. Астрон. Световой поток, испускаемый единицей поверхности источника света. С. звезды (отношение силы света звезды к силе света Солнца). С. ночного неба (свечение атомов и молекул воздуха в высоких слоях атмосферы). * * * светимость I… … Энциклопедический словарь
Светимость - в астрономии полная энергия, излучаемая источником в единицу времени (в абсолютных единицах или в единицах светимости Солнца; светимость Солнца = 3,86·1033 эрг/с). Иногда говорят не о полной С., а о С. в некотором диапазоне длин волн. Напр., в… … Астрономический словарь
Светимость звезд
Светимость звёзд (L) чаще выражается в единицах светимости Солнца (4x эрг/с). По светимости звёзды различаются в очень широких пределах. Большинство звёзд составляют "карлики", их светимость ничтожна иногда даже по сравнению с Солнцем. Характеристикой светимости является "абсолютная величина" звезды. Есть ещё понятие "видимая звёздная величина", которая зависит от светимости звезды, цвета и расстояния до неё. В большинстве случаев используют "абсолютную величину", чтобы реально оценить размеры звёзд, независимо как далеко они находятся. Чтобы узнать истинную величину, просто нужно звёзды отнести на какое- то условное расстояние (допустим на 10ПК). Звёзды высокой светимости имеют отрицательные значения. На пример видимая величина солнца -26,8. На расстоянии в 10ПК эта величина будет уже +5 (самые слабые звёзды видимые невооружённым глазом имеют величину +6).
Радиус звезд
Радиус звезд. Зная эффективную температуру Т ef и светимость L, можно вычислить радиус R звезды по формуле:
основанной на Стефана-Больцмана законе излучения (s - постоянная Стефана). Радиусы звезды с большими угловыми размерами могут быть измерены непосредственно с помощью звёздных интерферометров. У затменно-двойных звезд могут быть вычислены значения наибольших диаметров компонентов, выраженные в долях большой полуоси их относительной орбиты.
Температура поверхности
Температура поверхности. Распределение энергии в спектрах раскалённых тел неодинаково; в зависимости от температуры максимум излучения приходится на разные длины волн, меняется цвет суммарного излучения. Исследование этих эффектов у звезды, изучение распределения энергии в звёздных спектрах, измерения показателей цвета позволяют определять их температуры. Температуры звезд определяют также по относительным интенсивностям некоторых линий в их спектре, позволяющим установить спектральный класс звезд. Спектральные классы звезд зависят от температуры и с убыванием её обозначаются буквами: О, В, A, F, G, К, М. Кроме того, от класса G ответвляется побочный ряд углеродных звёзд С, а от класса К - побочная ветвь S. Из класса О выделяют более горячие звезды. Зная механизм образования линий в спектрах, температуру можно вычислить по спектральному классу, если известно ускорение силы тяжести на поверхности звезды, связанное со средней плотностью её фотосферы, а, следовательно, и размерами звезды (плотность может быть оценена по тонким особенностям спектров). Зависимость спектрального класса или показателя цвета от эффективной температуры звезды называется шкалой эффективных температур. Зная температуру, можно теоретически рассчитать, какая доля излучения звезды приходится на невидимые области спектра - ультрафиолетовую и инфракрасную. Абсолютная звёздная величина и поправка, учитывающая излучение в ультрафиолетовой и инфракрасной частях спектра, дают возможность найти полную светимость звезды.
Характеристика небесных тел может быть очень запутанной. Только у звезд есть видимая, абсолютная величина, светимость и другие параметры. С последним мы и попробуем разобраться. Что такое светимость звезд? Имеет ли она что-то общее с их видимостью на ночном небосклоне? Какая светимость у Солнца?
Природа звезд
Звезды - очень массивные космические тела, излучающие свет. Они образуются из газов и пыли, в результате гравитационного сжатия. Внутри звезд находится плотное ядро, в котором происходят ядерные реакции. Они и способствуют свечению звезд. Основными характеристиками светил являются спектр, размер, блеск, светимость, внутренняя структура. Все эти параметры зависят от массы конкретной звезды и её химического состава.
Главными «конструкторами» этих небесных тел являются гелий и водород. В меньшем количестве относительно них, может содержаться углерод, кислород и металлы (марганец, кремний, железо). Наибольшее количество водорода и гелия у молодых звезд, со временем их пропорции уменьшаются, уступая место другим элементам.
Во внутренних областях звезды обстановка очень «горячая». Температура в них доходит до нескольких миллионов кельвинов. Здесь идут непрерывные реакции, в которых водород превращается в гелий. На поверхности температура намного ниже и доходит только до нескольких тысяч кельвинов.
Что такое светимость звезд?
Термоядерные реакции внутри звезд сопровождаются выбросами энергии. Светимостью же называют физическую величину, которая отражает, сколько именно энергии производит небесное тело за определенное время.
Её часто путают с другими параметрами, например, с яркостью звезд на ночном небе. Однако яркость или же видимая величина - это примерная характеристика, которая никак не измеряется. Она во многом связана с удаленностью светила от Земли и описывает только то, насколько хорошо звезда видна на небосклоне. Чем меньше цифра этой величины, тем больше её видимая яркость.
В отличие от неё, светимость звезд - это объективный параметр. Он не зависит от того, где находится наблюдатель. Это характеристика звезды, определяющая её энергетическую мощность. Она может изменяться в разные периоды эволюции небесного тела.
Приближенной к светимости, но не тождественной, является абсолютная Она обозначает яркость светила, видимую наблюдателю на расстоянии 10 парсек или 32,62 световых лет. Обычно она используется для вычисления светимости звезд.
Определение светимости
Количество энергии, которое выделяет небесное тело, определяется в ваттах (Вт), джоулях на секунду (Дж/с) или в эргах на секунду (эрг/с). Существует несколько способов найти необходимый параметр.
Его легко вычислить по формуле L = 0,4(Ma -M),если знать абсолютную величину нужной звезды. Так, латинской буквой L обозначается светимость, буква М - это абсолютная звездная величина, а Ма - абсолютная величина Солнца (4,83 Ма).
Другой способ предполагает больших знаний о светиле. Если нам известны радиус (R) и температура (T ef)его поверхности, то светимость можно определить по формуле L=4pR 2 sT 4 ef . Латинская s в данном случае означает стабильную физическую величину - постоянную Стефана-Больцмана.
Светимость нашего Солнца равна 3.839 х 10 26 Ваттам. Для простоты и наглядности, ученые обычно сравнивают светимость космического тела именно с этой величиной. Так, существуют объекты в тысячи или миллионы раз слабее или мощнее Солнца.
Классы светимости звезд
Для сравнения звезд между собой, астрофизики использую различные классификации. Их делят по спектрам, размерам, температурам и т.д. Но чаще всего, для более полной картины используют сразу несколько характеристик.
Существует центральная гарвардская классификация, основанная на спектрах, которые излучают светила. В ней используют латинские буквы, каждая из которых соответствует конкретному цвету излучения (О-голубой, В - бело-голубой, А - белый и т.д.).
Звезды одного спектра могут иметь различную светимость. Поэтому ученые разработали йеркскую классификацию, которая учитывает и этот параметр. Она разделяет их по светимости, основываясь на абсолютной величине. При этом каждому виду звезд приписывают не только буквы спектра, но и цифры, отвечающие за светимость. Так, выделяют:
- гипергигантов (0);
- ярчайших сверхгигантов (Ia+);
- ярких сверхгигантов (Ia);
- нормальных сверхгигантов (Ib);
- ярких гигантов (II);
- нормальных гигантов (III);
- субгигантов (IV);
- карликов главной последовательности (V);
- субкарликов (VI);
- белых карликов (VII);
Чем больше светимость, тем меньше значение абсолютной величины. У гигантов и сверхгигантов оно обозначается со знаком минус.
Связь между абсолютной величиной, температурой, спектром, светимостью звезд показывает диаграмма Герцшпрунга — Рессела. Она была принята ещё в 1910 году. Диаграмма объединяет гарвардскую и йеркскую классификации и позволяет рассматривать и классифицировать светила более целостно.
Разница в светимости
Параметры звезд сильно взаимосвязаны друг с другом. На светимость влияние оказывает температура звезды и её масса. А они во много зависят от химического состава светила. Масса звезды становится тем больше, чем меньше в ней тяжелых элементов (тяжелее водорода и гелия).
Самой большой массой обладают гипергиганты и различные сверхгиганты. Они наиболее мощные и яркие звезды во Вселенной, но вместе с тем, и редчайшие. Карлики, наоборот, обладают небольшой массой и светимостью, но составляют около 90% всех звезд.
Самой массивной звездой, которая известна сейчас, является голубой гипергигант R136a1. Её светимость превышает солнечную в 8,7 миллионов раз. Переменная звезда в созвездии Лебедя (Р Лебедя) превосходит по светимости Солнце в 630 000 раз, а S Золотой Рыбы превышает этот его параметр в 500 000 раз. Одна из самых маленьких известных звезд 2MASS J0523-1403 обладает светимостью 0,00126 от солнечной.
