星の明るさとみなされるもの。 星の明るさ、等級

第 7 章 輝度 すでに述べたように、「輝度」という用語は特定の積分特性を意味しており、私の観点からは、この特性を利用して、エネルギー中の高周波エネルギーの存在を判断することができます。 -人、財産の情報構造

夜の闇の海上のどこかで、光が静かに点滅していると想像してください。 経験豊富な船乗りがそれが何であるかを説明しない限り、それが何であるかはわかりません。それが通過する船の船首にある懐中電灯であるか、遠くの灯台からの強力なサーチライトであるかのどちらかです。

私たちは暗い夜に同じ位置にいて、きらめく星を眺めています。 見かけの輝きは、と呼ばれる実際の光度にも依存します。 明るさ、そして彼らの距離から私たちまで。 星までの距離がわかっていれば、太陽と比較してその明るさを計算することができます。 たとえば、実際には太陽の 10 倍も明るい星の明るさは 0.1 と表現されます。

星の真の光度を表現するもう 1 つの方法は、星が私たちから標準距離 32.6 メートルにある場合に私たちに見える等級を計算することです。 光年つまり、この間、秒速 300,000 km の速度で移動する光が通過することになります。

このような標準的な距離を採用すると、さまざまな計算に便利であることがわかります。 他の光源と同様に、星の明るさは、星からの距離の二乗に反比例して変化します。 この法則により、星までの距離を知ることで、星の絶対等級や明るさを計算することができます。

星までの距離が分かると、星の明るさを計算できるようになり、同じ条件下で星を並べて比較することができるようになりました。 以前はすべての星が「太陽に似ている」と考えられていたため、この結果が驚くべきものであったことは認められなければなりません。 星の明るさは驚くほど多様であることが判明し、私たちの系列のそれらは先駆者の系列と比較することはできません。

星の世界の明るさの極端な例だけを示します。

長い間知られていた最も暗い星は、太陽よりも 5 万倍も暗く、その絶対光度値は +16.6 でした。 しかし、その後、さらに暗い星が発見され、その明るさは太陽と比べて数百万倍も小さいのです。

宇宙の寸法は欺瞞的です。地球からのデネブはアンタレスよりも明るく輝いていますが、ピストルはまったく見えません。 しかし、私たちの惑星からの観察者にとって、デネブとアンタレスはどちらも太陽に比べれば単に取るに足らない点に見えるでしょう。 これがどの程度間違っているかは、次の方法で判断できます。 単純な事実: この銃は 1 秒間に太陽が 1 年間に発生する光と同じ量の光を発生します。

星の列の向こう側に立つ 金魚の「S」、地球の南半球の国々でのみアスタリスクとして表示されます（つまり、望遠鏡がなければ見えません！）。 実際、それは太陽よりも 40 万倍明るく、その絶対光度値は -8.9 です。

絶対私たちの太陽の光度値は +5 です。 そんなに多くないよ！ 32.6光年の距離からは、双眼鏡なしでは見るのは困難でしょう。

普通のろうそくの明るさを太陽の明るさとすると、それに比べればドラドの「S」は強力なスポットライトとなり、最も弱い星は最も哀れなホタルよりも弱いことになります。

つまり、星は遠い太陽ですが、その光の強さは私たちの星の光の強さとはまったく異なる可能性があります。 比喩的に言えば、私たちの太陽を別の太陽に変えることは注意して行う必要があります。 一方の光からは目が見えなくなり、もう一方の光からは夕暮れのようにさまようことになります。

マグニチュード

目は測定の最初の道具であるため、私たちは知っておく必要があります 簡単なルール、光源の明るさの推定を決定します。 明るさの違いの評価は絶対的なものではなく相対的なものです。 2 つの暗い星を比較すると、それらが互いに顕著に異なることがわかりますが、2 つの明るい星の場合、放出される光の総量に比べれば取るに足らないため、同じ明るさの違いは私たちには気付かれません。 言い換えれば、私たちの目は評価します 相対的、 だがしかし 絶対輝きの違い。

ヒッパルコスは、肉眼で見える星をその明るさに応じて 6 つのクラスに初めて分類しました。 その後、このルールはシステム自体は変更せずに多少改良されました。 星の等級クラスは、1 等星 (平均 20) が 100 倍になるように配分されました。 より多くの光、ほとんどの人にとって見える限界にある6等星よりも。

1 の大きさの差は 2.512 の 2 乗に等しい。 2 等級の差は 6.31 (2.512 の 2 乗)、3 等級の差は 15.85 (2.512 の 3 乗)、4 等級の差は 39.82 (2.512 の 4 乗)、5 等級の差に相当します。等級は 100 (2.512 の 2 乗) に相当します。

6 等星が与える光は 1 等星に比べて 100 分の 1 であり、11 等星は 1 万分の 1 です。 21等星の場合、その明るさは1億倍にも満たないことになります。

すでに明らかなように、絶対的および相対的な駆動値は、
物事はまったく比較にならないものです。 私たちの惑星からの「相対的な」観察者にとって、はくちょう座のデネブは次のように見えます。 しかし実際には、地球の軌道全体がかろうじてこの星の周囲を完全に含むのに十分ではありません。

星を正しく分類するには (そしてそれらはすべて互いに異なります)、隣接する星の等級間の間隔全体に沿って、輝度比 2.512 が維持されることを注意深く確認する必要があります。 肉眼でこのような作業を行うのは不可能です。次のような特別なツールが必要です。 測光器北極星や「平均的な」人工星を標準として使用するピッカリング。

また、測定の便宜上、非常に明るい星の光を弱める必要があります。 これは、偏光デバイスまたは次の助けを借りて実現できます。 測光ウェッジ.

純粋に視覚的な方法では、大きな望遠鏡の助けを借りても、等級スケールを暗い星まで拡張することはできません。 その上、 視覚的な方法測定は望遠鏡でのみ直接行う必要があります (また行うこともできます)。 したがって、私たちの時代では、純粋に視覚的な分類はすでに放棄されており、光分析法が使用されています。

輝きの異なる 2 つの星から写真乾板が受け取る光の量をどのように比較できますか? それらを同じように見せるには、明るい星からの光を既知の量だけ減衰させる必要があります。 これを行う最も簡単な方法は、絞りを望遠鏡のレンズの前に配置することです。 望遠鏡に入る光の量はレンズの面積に応じて変化するため、どの星の光の減衰も正確に測定できます。

いくつかの星を標準として選び、望遠鏡の絞りを開放して撮影してみましょう。 次に、最初のケースと同様に明るい星を撮影するときに同じ画像を取得するには、特定の露出でどの絞りを使用する必要があるかを決定します。 縮小された穴と完全な穴の面積の比率は、2 つのオブジェクトの明るさの比率を示します。

この測定方法では、1 等星から 18 等星までの範囲の星について誤差はわずか 0.1 等です。 このようにして得られた大きさは次のように呼ばれます。 フォトビジュアル.

天体の特徴は非常にわかりにくい場合があります。 見かけの絶対等級、光度、その他のパラメータを持つのは星だけです。 後者でそれを理解しようとします。 星の明るさはどれくらいですか? それは夜空での視認性と何か関係があるのでしょうか？ 太陽の明るさはどれくらいですか?

星の性質

星は非常に重い宇宙体であり、 光を発する。 それらは重力圧縮の結果としてガスと塵から形成されます。 星の内部には核反応が起こる高密度の核があります。 それらは星の輝きに貢献します。 発光体の主な特徴は、スペクトル、サイズ、輝き、光度、内部構造です。 これらすべてのパラメータは、特定の星の質量とその星の質量に依存します。 化学組成.

これらの天体の主な「設計者」はヘリウムと水素です。 それらに比べて少量ではありますが、炭素、酸素、金属 (マンガン、シリコン、鉄) が含まれる場合があります。 最大数量若い星の中の水素とヘリウムは、時間の経過とともにその割合が減少し、他の元素に取って代わられます。

星の内部領域では、状況は非常に「熱い」です。 それらの温度は数百万ケルビンに達します。 ここでは、水素がヘリウムに変換される連続反応が発生します。 表面では温度ははるかに低く、わずか数千ケルビンに達します。

星の明るさはどれくらいですか?

恒星の内部での熱核反応にはエネルギーの放出が伴います。 光度はと呼ばれます 物理量、これは天体が特定の時間内にどれだけのエネルギーを生成するかを正確に反映します。

夜空の星の明るさなど、他のパラメータと混同されることがよくあります。 ただし、明るさや可視値はおおよその特性であり、測定されたものではありません。 これは主に地球からの星までの距離に関係しており、星が空でどれだけよく見えるかだけを表します。 この値の数値が小さいほど、見かけの明るさは大きくなります。

対照的に、星の明るさは客観的なパラメータです。 それは観察者がどこにいるかには依存しません。 これは星のエネルギー力を決定する星の特性です。 天体の進化のさまざまな時期に変化する可能性があります。

光度は近似していますが、絶対的なものではなく、10 パーセクまたは 32.62 光年の距離にある観測者に見える星の明るさを表します。 星の明るさを計算するためによく使用されます。

明度の測定

天体が放出するエネルギー量は、ワット (W)、ジュール/秒 (J/s)、またはエルグ/秒 (erg/s) で測定されます。 必要なパラメータを見つける方法はいくつかあります。

絶対値がわかっていれば、式 L = 0.4(Ma -M) を使用して簡単に計算できます。 正しい星。 したがって、ラテン文字 L は光度を表し、文字 M は絶対等級、Ma は太陽の絶対等級 (4.83 Ma) を表します。

別の方法には、著名人に関するより深い知識が必要です。 その表面の半径 (R) と温度 (T ef) がわかっている場合、明るさは式 L=4pR 2 sT 4 ef によって決定できます。 この場合のラテン語の s は、安定した物理量、ステファン・ボルツマン定数を意味します。

私たちの太陽の明るさは 3.839 x 10 26 ワットです。 簡単かつ明確にするために、科学者は通常、宇宙体の明るさをこの値と比較します。 したがって、太陽よりも数千倍または数百万倍弱い、または強力な天体が存在します。

星の光度クラス

星を相互に比較するために、天体物理学者はさまざまな分類を使用します。 スペクトル、サイズ、温度などによって分類されます。 しかし、多くの場合、より完全な全体像を得るために、複数の特性が一度に使用されます。

著名人が発するスペクトルに基づいたハーバード大学の中心的な分類があります。 ラテン文字が使用されており、それぞれが放射線の特定の色に対応しています（O - 青、B - 白青、A - 白など）。

同じスペクトルの星でも、異なる明るさを持つことがあります。 したがって、科学者は、このパラメーターを考慮した Yerke 分類を開発しました。 絶対等級に基づく明るさによってそれらを分離します。 この場合、各種類の星にはスペクトルの文字だけでなく、明るさを担当する番号も割り当てられます。 したがって、彼らは次のように区別します。

• 超巨人 (0);
• 最も明るい超巨星 (Ia+)。
• 明るい超巨星 (Ia)。
• 通常超巨星 (Ib);
• 明るい巨人 (II)。
• 通常の巨人（III）。
• 亜巨人 (IV);
• 主系列矮星 (V);
• サブドワーフ (VI);
• 白色矮星 (VII);

明るさが大きければ大きいほど、 価値が低い絶対値。 巨人と超巨人の場合はマイナス記号で示されます。

恒星の絶対等級、温度、スペクトル、光度の関係は、ヘルツシュプルング・ラッセル図で示されます。 1910年に採用されました。 この図はハーバード大学とヤーケの分類を組み合わせたもので、著名人をより総合的に見て分類できるようになります。

明度差

星のパラメータは互いに強く相関しています。 明るさは星の温度と質量の影響を受けます。 そしてそれらは星の化学組成に大きく依存します。 星の質量は、含まれる重元素が少なくなるほど（水素やヘリウムより重い）大きくなります。

超巨星とさまざまな超巨星は最大の質量を持っています。 彼らは宇宙で最も強力で最も明るい星ですが、同時に最も希少です。 対照的に、矮星は質量も光度も低いですが、全恒星の約 90% を占めます。

現在知られている最も重い星は青色超巨星 R136a1 です。 その明るさは太陽の870万倍を上回ります。 はくちょう座の変光星 (P Cygnus) は太陽の明るさを 630,000 倍上回り、S Doradus はこのパラメータを 500,000 倍も上回ります。 既知の最も小さな星の 1 つである 2MASS J0523-1403 の光度は 0.00126 太陽です。

星は膨大な量を宇宙空間に放出し、ほぼ完全に表現されています 他の種類光線。 一定期間にわたって放出される星の放射エネルギーの合計がその星の明るさです。 光度指数は星のすべての特性に依存するため、星の研究には非常に重要です。

星の明るさについて話すときに最初に注目すべきことは、それが星の他のパラメータと簡単に混同される可能性があるということです。 しかし実際には、すべては非常に単純です。それぞれの特性が何を担当するのかを知る必要があるだけです。

星の光度 (L) は主に星が放出するエネルギーの量を反映するため、エネルギーの他の定量的特性と同様にワット単位で測定されます。 これは客観的な量であり、観察者が動いても変化しません。 このパラメータは 3.82 × 10 26 W です。 私たちの星の明るさ指数は、他の星の明るさを測定するためによく使用されます。これは比較するのに非常に便利です。その場合、L ☉、(☉ は グラフィックシンボル太陽。）

明らかに、最も有益で、 普遍的な特性上記の中には明るさも含まれます。 このパラメータは星の放射線の強度を最も詳細に表示するため、サイズや質量から強度に至るまで、星の多くの特性を調べるために使用できます。

AからZまでの明るさ

星の中の放射線源を探すのにそれほど時間はかかりません。 星から出るすべてのエネルギーは、熱核融合反応の過程で生成されます。 水素原子は重力圧力の下でヘリウムに結合し、膨大な量のエネルギーを放出します。 そして、より重い星では、水素だけでなくヘリウムも「燃焼」し、場合によってはさらに重い元素、鉄さえも「燃焼」します。 そうすれば、得られるエネルギーは何倍も大きくなります。

核反応中に放出されるエネルギーの量は直接依存します。エネルギーが大きければ大きいほど、重力が星の中心部を圧縮し、同時により多くの水素がヘリウムに変換されます。 しかし、星の明るさを決定するのは核エネルギーだけではありません。結局のところ、核エネルギーも外部に放射されなければなりません。

ここで放射線エリアが登場します。 エネルギー伝達の過程におけるその影響は非常に大きく、それは日常生活でも簡単に確認できます。 フィラメントが最大 2800 °C まで加熱される白熱灯は、8 時間使用しても部屋の温度はあまり変化しませんが、温度が 50 ～ 80 °C の通常のバッテリーでは部屋を暖めることができます。顕著なムレに。 効率の違いは、エネルギーを放出する表面積の量の違いによって引き起こされます。

星のコアとその表面の面積の比率は、多くの場合、電球のフィラメントと電池の比率に比例します。コアの直径は、星の全直径のわずか 1 万分の 1 にすぎません。 したがって、星の明るさは、その発光面の面積、つまり星自体の表面の面積によって大きく影響されます。 ここでの気温はそれほど重要ではないことがわかります。 星の表面の白熱は太陽の光球の温度より 40% 低いですが、その大きさにより、その明るさは太陽の明るさを 150 倍上回ります。

星の明るさを計算する際には、中心のエネルギーよりもサイズの役割の方が重要であることがわかりました。 あまり。 高い光度と温度を持つ青色巨星は、はるかに大きい赤色超巨星と同様の光度を持っています。 より大きなサイズ。 さらに、最も質量があり、最も熱い星の 1 つは、既知のすべての星の中で最も高い明るさを持っています。 新しい記録保持者が発見されるまで、これにより光度の最も重要なパラメータに関する議論に終止符が打たれることになる。

天文学における光度の利用

したがって、光度は星のエネルギーと表面積の両方をかなり正確に反映しており、天文学者が星を比較するために使用する多くの分類表に光度が含まれているのはこのためです。 その中で、図を強調する価値があります