Žvaigždės šviesumas nustatomas naudojant koncepciją. Žvaigždžių šviesumas ir dydžiai

21.09.2019

Žvaigždės. Šviesumas, spektras ir klasifikacija.

Vienos žvaigždės spindi galingiau, kitos silpniau. Žvaigždės spinduliuotės galia vadinama šviesumu. Šviesumas yra bendra žvaigždės per 1 sekundę skleidžiama energija. Žvaigždės šviesumas apibūdina žvaigždės skleidžiamos energijos srautą visomis kryptimis ir turi galios matmenį J/s arba W. Šviesumas nustatomas, jei žinomas regimasis dydis ir atstumas iki žvaigždės. Nors astronomija turi gana patikimų instrumentinių tariamojo dydžio nustatymo metodų, atstumą iki žvaigždžių nustatyti nėra taip paprasta. Absoliutus Saulės dydis visame spinduliavimo diapazone (bolometrinis dydis) M = 4,72, jos šviesumas L = 3,86∙10 26 W. Žinodami absoliutųjį dydį, galite rasti šviesumą: log L/L = 0,4 (M – M).

Žvaigždė	Šviesumas
Sirijus	22 L
Canopus	4700 litrų
Arktūras	107L
Vega	50 l

Kitų žvaigždžių šviesumas nustatomas santykiniais vienetais, lyginant su Saulės šviesumu. Yra žinomos žvaigždės, kurios spinduliuoja dešimtis tūkstančių kartų mažiau nei Saulė. O žvaigždė S Doradus, matoma tik pietinio Žemės pusrutulio šalyse kaip 8-ojo didumo žvaigždė (nematoma plika akimi!), yra milijoną kartų. šviesesnė už saulę, jo absoliutus dydis M = –10,6. Žvaigždžių šviesumas gali skirtis milijardą kartų. Tarp labai didelio šviesumo žvaigždžių išskiriami milžinai ir supergigantai. Daugumos milžinų temperatūra yra 3000–4000 K, todėl jie vadinami raudonaisiais milžinais.

Aldebaranas yra raudonasis milžinas Tauro žvaigždyne.

Alpha Orionis - Betelgeuse. Supergigantai, tokie kaip Betelgeuse, yra galingiausi šviesos šaltiniai. Mažo šviesumo žvaigždės vadinamos nykštukėmis.

Mažas taškelis šalia Sirijaus yra jo palydovas, baltasis nykštukas Sirius B. Žvaigždžių spektrai yra jų pasai su visų žvaigždžių ypatybių aprašymu. Žvaigždės pagamintos iš to paties cheminiai elementai, kurie yra žinomi Žemėje, bet procentais juose vyrauja lengvieji elementai: vandenilis ir helis. Iš žvaigždės spektro galite sužinoti jos šviesumą, atstumą iki žvaigždės, temperatūrą, dydį, cheminė sudėtis jo atmosfera, sukimosi aplink savo ašį greitis, judėjimo aplink bendrą svorio centrą ypatumai. Ant teleskopo sumontuotas spektrinis aparatas atskiria žvaigždės šviesą pagal bangos ilgį į spektro juostą. Iš spektro galite sužinoti, kokia energija ateina iš žvaigždės skirtingais bangos ilgiais ir labai tiksliai įvertinti jos temperatūrą. Žvaigždžių spalva ir spektras yra susiję su jų temperatūra. Vėsiose žvaigždėse, kurių fotosferos temperatūra yra 3000 K, vyrauja spinduliuotė raudonojoje spektro srityje. Tokių žvaigždžių spektruose yra daug metalų ir molekulių linijų. Karštose mėlynose žvaigždėse, kurių temperatūra aukštesnė nei 10 000–15 000 K, dauguma atomų yra jonizuoti. Visiškai jonizuoti atomai nesukuria spektro linijų, todėl tokių žvaigždžių spektruose linijų yra nedaug.

Pagal spektrą žvaigždės skirstomos į spektrines klases:

Spektrinė klasė	Spalva	Temperatūra, K	Spektro savybės	Tipiškos žvaigždės
W	Mėlyna	80 000	Spinduliuotė helio, azoto, deguonies linijose.	γ Parusovas
APIE	Mėlyna	40 000	Intensyvios jonizuoto helio linijos, jokių metalų linijų.	Mintaka
IN	Melsvai baltas	20 000	Neutralios helio linijos. Silpnos jonizuoto kalcio H ir K linijos	Spica
A	Baltas	10 000	Vandenilio linijos pasiekia didžiausią intensyvumą. Matomos jonizuoto kalcio linijos H ir K, metalų silpnosios linijos	Sirijus, Vega
F	Gelsvos spalvos	7 000	Jonizuoti metalai. Vandenilio linijos susilpnėja	Procyon, Canopus
G	Geltona	6 000	Neutralūs metalai, intensyvios jonizuoto kalcio H ir K linijos	Saulė, Capella
KAM	Oranžinė	4 500	Vandenilio linijų beveik nėra. Yra neryškių titano oksido juostelių. Daugybė metalų linijų.	Arktūras, Aldebaranas
M	Raudona	3 000	Stiprios titano oksido ir kitų molekulinių junginių juostos	Antaresas, Betelgeuse
L	Tamsiai raudona	2 000	Stiprios CrH, rubidžio, cezio juostos	Kelu-1
T	„Rudasis“ nykštukas	1 500	Intensyvios vandens, metano, molekulinio vandenilio sugėrimo juostos	Gliese 229B

Išsamesnė žvaigždžių klasifikacija vadinama Harvardu.

Įvairių žvaigždžių spektrai. Būdingas žvaigždžių spektrų bruožas yra ir buvimas didelis kiekis sugerties linijas, priklausančias skirtingiems elementams. Tiksli šių linijų analizė suteikė ypač vertingos informacijos apie išorinių žvaigždžių sluoksnių prigimtį.

Išorinių žvaigždžių sluoksnių, iš kurių jų spinduliuotė tiesiogiai patenka į mus, cheminei sudėčiai būdingas visiškas vandenilio vyravimas. Antroje vietoje yra helis, o kitų elementų yra gana mažai. Maždaug kiekviename dešimtyje tūkstančių vandenilio atomų yra tūkstantis helio atomų, apie 10 deguonies atomų, šiek tiek mažiau anglies ir azoto ir tik vienas geležies atomas. Kitų elementų priemaišos yra visiškai nereikšmingos. Neperdėdami galime pasakyti, kad žvaigždės susideda iš vandenilio ir helio su nedideliu sunkesnių elementų mišiniu. Geras žvaigždės išorinių sluoksnių temperatūros rodiklis yra jos spalva. O ir B spektrinių tipų karštos žvaigždės yra mėlynos; žvaigždės, panašios į mūsų Saulę (kurios spektrinė klasė yra G2), atrodo geltonai, o K ir M spektrinių klasių žvaigždės atrodo raudonos. Astrofizikoje yra kruopščiai sukurta ir visiškai objektyvi spalvų sistema. Jis pagrįstas stebimų dydžių, gautų naudojant įvairius griežtai standartizuotus šviesos filtrus, palyginimu. Kiekybiškai žvaigždžių spalvai būdingas skirtumas tarp dviejų reikšmių, gautų per du filtrus, kurių vienas skleidžia daugiausia mėlynus spindulius („B“), o kito spektrinio jautrumo kreivė panaši į žmogaus akimis(„V“) Žvaigždžių spalvos matavimo technologija yra tokia pažangi, kad pagal išmatuotą B-V vertė poklasio tikslumu galima nustatyti žvaigždės spektrinę klasę. Dėl silpnų žvaigždžių spalvų analizė - vienintelė galimybė jų spektrinė klasifikacija.

Harvardo spektrinė klasifikacija pagrįsta tam tikrų spektro linijų buvimu ar nebuvimu, taip pat santykiniu intensyvumu.

Be pagrindinių spektrinių klasių, pateiktų lentelėje santykinai vėsioms žvaigždėms, taip pat yra klasės N ir R (anglies molekulių C2, cianido CN ir anglies monoksido CO sugerties juostos), S klasė (titano oksidų TiO ir cirkonio ZrO juostos). ), taip pat šalčiausioms žvaigždėms – L klasė (CrH juosta, rubidžio, cezio, kalio ir natrio linijos). Subžvaigždinio tipo objektams - „rudiesiems nykštukams“, kurių masė yra tarpinė tarp žvaigždžių ir planetų, neseniai buvo įvesta speciali T spektrinė klasė (vandens, metano ir molekulinio vandenilio sugerties juostos). Spektro klasės O, B, A dažnai vadinamos karštosiomis arba ankstyvosiomis, F ir G klasės yra saulės, o K ir M klasės – šaltosios arba vėlyvosios spektrinės klasės. Tikslesniam žvaigždžių spektrų apibrėžimui intervalai tarp išvardytų klasių skirstomi į 10 poklasių. Pavyzdžiui, F5 yra tarpinis spektras tarp F0 ir G0. Saulės spektrinė klasė yra G2.

Galimybė išmatuoti ir palyginti blizgesį skirtingos žvaigždės paskatino atrasti naują astronomijos sritį – kolorimetriją. Kolorimetrija yra žvaigždžių spalvos matavimas ir tyrimas.

Spalvos suvokimas yra grynai subjektyvus, jis priklauso nuo stebėtojo tinklainės reakcijos. Žmogaus akies jautrumas spalvoms ribojamas maždaug šioje srityje: nuo violetinių spindulių (4000 A) iki raudonųjų spindulių (7500 A). Žvaigždės spinduliuoja energiją visuose elektromagnetinio spektro diapazonuose, ne tik matomoje srityje. Žvaigždžių spalvas lemia spinduliuotės intensyvumo santykis dviejose ar daugiau spektro sričių. Iš pradžių buvo pasiūlyta išmatuoti žvaigždžių spalvą naudojant nuotraukas. Jei žvaigždė nufotografuota ant dviejų fotografinių plokštelių, iš kurių viena yra jautri trumpesniems, mėlyniems, o antra – ilgesniems, raudoniems spinduliams, tai pajuodavimas, tai yra matomas dydis, skirtingose fotoplokštelėse skirsis. Skirtumas tarp fotografijos dydžių buvo vadinamas spalvų indeksu (CI).

CI = m(1) – m(2). Raudonos žvaigždės turi teigiamus spalvų indeksus, o mėlynai baltos žvaigždės turi neigiamus spalvos indeksus. Tobulėjant fotometrinių matavimų technologijai ir atsiradus fotodaugintuvams, buvo sutarta naudoti U, B, V spalvų sistemą U, B, V sistema pakeitė ankstesnę fotografinę ir fotovizualinę spalvų nustatymo sistemą. Spalvų sistema U matai dydžių spektro ultravioletinėje srityje B spalvų sistema yra įprastoje fotografinėje srityje, kuri atitinka mėlynus spindulius, o spalvų sistema V yra tos spalvos, kuri vyrauja mūsų planetos apšvietime, t.y. geltona spalva.

UBV sistema.

B-V spalvų indeksas leidžia palyginti mėlynų ir geltonų spindulių spinduliavimo intensyvumą ir indikatorių U-B spalvos ultravioletiniame ir mėlyname spektro diapazone. Sutikome manyti, kad AO klasės žvaigždės B-V spalvų indeksas yra lygus nuliui. Tai atitinka kvantų srautą, kurio bangos ilgis yra 5 550 A. Jei pagrindinės sekos žvaigždės spalvos indeksas yra neigiamas, tai yra ankstyvųjų spektrinių tipų žvaigždė, kurios paviršiaus temperatūra yra didesnė nei 10 000 K. Jei spalvos indeksas yra teigiamas , tada tai vėlyvųjų spektrinių klasių žvaigždė, kurios paviršiaus temperatūra mažesnė nei 10 000 K. Taigi kolorimetrijoje nustatomas ryšys tarp B-V spalvų indekso, spektrinio tipo ir fotosferos temperatūros pagrindinės sekos žvaigždžių atžvilgiu. Žvaigždės, išskyrus retas išimtis, yra stebimos kaip taškiniai spinduliuotės šaltiniai. Tai reiškia, kad jų kampiniai matmenys yra labai maži. Net didžiausi teleskopai negali matyti žvaigždžių kaip „tikrųjų“ diskų. Žvaigždės neįmanoma nustatyti net didžiausiame teleskope.

Žvaigždžių dydžio nustatymo metodai:

iš Mėnulio užtemimo stebėjimų galima nustatyti žvaigždės kampinį dydį, o žinant atstumą iki žvaigždės, galima nustatyti tikruosius, tiesinius jos matmenis;
žvaigždės dydį galima tiesiogiai išmatuoti naudojant specialų prietaisą – optinį interferometrą;
žvaigždės dydis gali būti apskaičiuojamas teoriškai remiantis bendrojo šviesumo ir temperatūros įvertinimais pagal Stefano-Boltzmanno dėsnį.

Žvaigždės šviesumas yra susietas su žvaigždės spinduliu pagal formulę L = T4 4R2. Šis metodas leidžia rasti žvaigždės spindulį pagal jos temperatūrą ir šviesumą, nes parametrai R, L, T yra žinomi. Lyginamieji Saulės ir milžinų dydžiai.

Lyginamieji Saulės ir nykštukų dydžiai.

Žvaigždžių dydžiai labai skiriasi: yra nykštukų, milžinų ir paprastų žvaigždžių, kurių yra dauguma. Matavimai parodė, kad baltųjų nykštukų dydžiai yra keli tūkstančiai kilometrų, o raudonųjų milžinų dydžiai yra panašūs į dydžius. saulės sistema. Žvaigždės masė yra bene svarbiausia jos charakteristika. Masė viską lemia gyvenimo keliasžvaigždės. Žvaigždžių, įtrauktų į dvinarės žvaigždžių sistemas, masę galima apskaičiuoti, jei yra žinoma orbitos a pusiau pagrindinė ašis ir orbitos periodas T. Šiuo atveju masės nustatomos pagal trečiąjį Keplerio dėsnį, kurį galima parašyti toliau forma: čia M1 ir M2 yra sistemos komponentų masės, G – gravitacinė konstanta. Lygtis pateikia sistemos komponentų masių sumą. Jei be to žinomas orbitos greičių santykis, tai jų mases galima nustatyti atskirai. Deja, tokiu būdu kiekvienos žvaigždės masę galima nustatyti tik santykinai nedideliam skaičiui dvejetainių sistemų.

Visi kiti masės įvertinimo metodai yra netiesioginiai. Iš esmės astronomija neturėjo ir šiuo metu neturi metodo, leidžiančio tiesiogiai ir nepriklausomai nustatyti izoliuotos žvaigždės masę. Ir tai yra rimtas mūsų mokslo apie Visatą trūkumas. Jei toks metodas egzistuotų, mūsų žinių pažanga būtų daug spartesnė. Pagrindinės sekos žvaigždžių atveju nustatyta, kad kuo didesnė masė, tuo didesnis žvaigždės šviesumas. Ši priklausomybė yra netiesinė: pavyzdžiui, padvigubėjus masei, šviesumas padidėja daugiau nei 10 kartų. Mažiausios žvaigždės yra žymiai masyvesnės nei bet kuri Saulės sistemos planeta. Žvaigždžių masė svyruoja nuo 0,1 Saulės masės iki kelių dešimčių Saulės masių. Taigi žvaigždžių masės skiriasi tik kelis šimtus kartų.

Daugumos žvaigždžių masių ir šviesų palyginimas atskleidžia tokį ryšį: šviesumas yra maždaug proporcingas ketvirtajai masės galiai.

Dujų tankis Saulės centre yra šimtą kartų didesnis nei vandens. Dvigubai už Saulę sverianti žvaigždė spinduliuoja apie 16 kartų galingiau. Esant įtakai aukštos temperatūros(milijonai kelvinų) branduolio atomai visiškai jonizuojasi, o atstumai tarp jų sumažėja. Dujų tankis Saulės centre yra šimtą kartų didesnis nei vandens. Žvaigždės temperatūra taip pat didėja artėjant prie centro. Ankstyvųjų O, B, A spektrinių tipų žvaigždės taip pat pasižymi dideliu sukimosi greičiu.

Žvaigždžių sukimosi pusiaujo greičiai: spektras v, km/s O5 400 A0 320 A5 250 F0 180

Didžiausias stebimas greitis yra žvaigždėse, kurių spektre yra emisijos linijos, ir, žinoma, neutroninėse žvaigždėse. Mūsų Saulė sukasi kartu su pusiaujo greičiu 2 km/s. Žvaigždės labai skiriasi dydžiu, šviesumu ir temperatūra.

Dėl didžiulio paviršiaus ploto gigantai išskiria nepamatuojamai daugiau energijos nei įprastos žvaigždės, tokios kaip Saulė, nepaisant to, kad jų paviršiaus temperatūra yra daug žemesnė. Raudonojo supermilžino Betelgeuse (oriono) spindulys yra daug kartų didesnis už Saulės spindulį. Priešingai, įprastos raudonos žvaigždės dydis paprastai yra ne didesnis kaip viena dešimtoji Saulės dydžio. Priešingai nei milžinai, jie vadinami nykštukais. Pavyzdžiui, dviejų žvaigždžių, turinčių tą patį spektrinį tipą M2, Betelgeuse ir Lalande 21185, šviesumas skiriasi 600 000 kartų. Betelgeuse šviečia 3000 kartų daugiau nei Saulė, o Lalande 21185 – 200 kartų mažiau. Žvaigždės įvairiuose savo evoliucijos etapuose tampa milžinais ir nykštukais, o milžinas, sulaukęs „senatvės“, gali virsti baltąja nykštuke. Kartu su raudonaisiais milžinais ir supergigantais yra baltieji ir mėlynieji supergigantai: Regulus (α Leo), Rigel (β Orion).

Informacijos šaltinis: „Open Astronomy 2.5“, LLC „PHYSICON“

Žvaigždės metamos į atvira erdvė didžiulis skaičius, beveik visiškai atstovaujamas skirtingi tipai spinduliai. Bendra žvaigždės spinduliuotės energija, skleidžiama per tam tikrą laikotarpį, yra žvaigždės šviesumas. Šviesumo indeksas yra labai svarbus tiriant šviesulius, nes jis priklauso nuo visų žvaigždės savybių.

Pirmas dalykas, į kurį verta atkreipti dėmesį kalbant apie žvaigždės šviesumą, yra tai, kad jį galima lengvai supainioti su kitais žvaigždės parametrais. Tačiau praktiškai viskas labai paprasta – tereikia žinoti, už ką atsakinga kiekviena savybė.

Žvaigždės šviesumas (L) pirmiausia atspindi žvaigždės skleidžiamos energijos kiekį, todėl matuojamas vatais, kaip ir bet kuri kita. kiekybinė charakteristika energijos. Tai objektyvus dydis: jis nekinta stebėtojui judant. Šis parametras yra 3,82 × 10 26 W. Mūsų žvaigždės šviesumo indikatorius dažnai naudojamas kitų žvaigždžių šviesumui matuoti, o tai yra daug patogiau palyginimui – tada jis žymimas L ☉, (☉ yra grafinis Saulės simbolis.)

Akivaizdu, kad pati informatyviausia ir universaliausia savybė iš aukščiau išvardytų yra šviesumas. Kadangi šis parametras detaliausiai parodo žvaigždės spinduliavimo intensyvumą, jį naudojant galima išsiaiškinti daugybę žvaigždės savybių – nuo dydžio ir masės iki intensyvumo.

Šviesumas nuo A iki Z

Nereikia ilgai ieškoti spinduliuotės šaltinio žvaigždėje. Visa energija, kuri gali palikti žvaigždę, susidaro termobranduolinės sintezės reakcijų procese. Vandenilio atomai, veikiami gravitacinio slėgio susiliedami į helią, išskiria milžiniškus energijos kiekius. O masyvesnėse žvaigždėse „dega“ ne tik vandenilis, bet ir helis – kartais net masyvesni elementai, net geležis. Tada energija pasirodo daug kartų didesnė.

Energijos kiekis, išsiskiriantis per branduolinė reakcija, tiesiogiai priklauso nuo – kuo jis didesnis, tuo gravitacija labiau suspaudžia žvaigždės šerdį ir tuo daugiau vandenilio vienu metu paverčiama heliu. Bet ne vien branduolinė energija lemia žvaigždės šviesumą – juk ji taip pat turi skleistis į išorę.

Čia atsiranda spinduliuotės sritis. Jo įtaka energijos perdavimo procese yra labai didelė, o tai lengvai patikrinama net kasdieniame gyvenime. Kaitrinė lempa, kurios siūlelis įkaista iki 2800 °C, po 8 darbo valandų temperatūros patalpoje reikšmingai nepakeis, tačiau įprasta 50–80 °C temperatūros baterija galės sušildyti patalpą. iki pastebimo užsikimšimo. Efektyvumo skirtumus lemia energijos skleidžiamo paviršiaus ploto skirtumai.

Žvaigždės šerdies ploto ir jos paviršiaus santykis dažnai yra proporcingas lemputės kaitinimo siūlelio ir baterijos proporcijoms – šerdies skersmuo gali būti tik viena dešimtoji tūkstantoji viso žvaigždės skersmens. Taigi žvaigždės šviesumą labai veikia jos spinduliuojančio paviršiaus plotas – tai yra pačios žvaigždės paviršius. Temperatūra čia, pasirodo, nėra tokia reikšminga. Žvaigždės paviršiaus kaitinimas yra 40% mažesnis nei Saulės fotosferos temperatūra – tačiau dėl didelio dydžio jos šviesumas Saulės šviesumą viršija 150 kartų.

Pasirodo, skaičiuojant žvaigždės šviesumą, dydžio vaidmuo svarbesnis nei šerdies energija? Ne visai. Didelio šviesumo ir temperatūros mėlynieji milžinai turi panašų šviesumą kaip raudonieji supergigantai, kurie yra daug didesni. didesnio dydžio. Be to, masyviausia ir viena karščiausių žvaigždžių turi didžiausią ryškumą žinomos žvaigždės. Kol nebus atrastas naujas rekordininkas, tai baigia diskusijas apie svarbiausią šviesumo parametrą.

Šviesumo panaudojimas astronomijoje

Taigi, šviesumas gana tiksliai atspindi ir žvaigždės energiją, ir jos paviršiaus plotą – todėl jis įtrauktas į daugelį klasifikavimo lentelių, kurias astronomai naudoja žvaigždžių palyginimui. Tarp jų verta pabrėžti diagramą

Pažvelgus į žvaigždėtą dangų iškart pastebima, kad žvaigždės ryškiai skiriasi savo ryškumu – vienos šviečia labai ryškiai, yra lengvai pastebimos, kitas sunku atskirti plika akimi.

Net senovės astronomas Hiparchas pasiūlė atskirti žvaigždžių ryškumą. Žvaigždės buvo suskirstytos į šešias grupes: pirmoji apima ryškiausias - tai pirmojo dydžio žvaigždės (sutrumpintai - 1 m, iš lotynų magnitudo - dydis), silpnesnės žvaigždės - antrojo dydžio (2 m) ir taip toliau iki šeštos grupės. - plika akimi vos matomos žvaigždės. Žvaigždžių dydis apibūdina žvaigždės spindesį, tai yra apšvietimą, kurį žvaigždė sukuria žemėje. 1 m žvaigždės spindesys yra 100 kartų didesnis nei 6 m žvaigždės spindesys.

Iš pradžių žvaigždžių ryškumas buvo nustatytas netiksliai, akimis; vėliau, atsiradus naujiems optiniams instrumentams, šviesumas buvo pradėtas tiksliau nustatyti ir tapo žinomos ne tokios ryškios žvaigždės, kurių ryškumas didesnis nei 6 (galingiausias Rusijos teleskopas – 6 metrų reflektorius – leidžia stebėti žvaigždes iki 24 d. dydis.)

Didėjant matavimų tikslumui ir atsirandant fotoelektriniams fotometrams, žvaigždžių ryškumo matavimo tikslumas didėjo. Žvaigždžių dydžiai pradėti žymėti trupmeniniais skaičiais. Ryškiausios žvaigždės, taip pat planetos, turi nulinį ar net neigiamą dydį. Pavyzdžiui, Mėnulio pilnatis yra -12,5 balo, o Saulės - -26,7.

1850 metais anglų astronomas N. Possonas išvedė formulę:

E1/E2=(5v100)m3-m1?2,512m2-m1

kur E1 ir E2 yra apšvietimas, kurį sukuria žvaigždės Žemėje, o m1 ir m2 yra jų dydžiai. Kitaip tariant, pavyzdžiui, pirmojo dydžio žvaigždė yra 2,5 karto ryškesnė už antrojo didumo žvaigždę ir 2,52 = 6,25 karto ryškesnė už trečio dydžio žvaigždę.

Tačiau dydžio reikšmės nepakanka objekto šviesumui apibūdinti, tam reikia žinoti atstumą iki žvaigždės.

Atstumą iki objekto galima nustatyti fiziškai jo nepasiekus. Turite išmatuoti kryptį link šio objekto iš abiejų žinomo segmento galų (pagrindo), o tada apskaičiuoti trikampio, sudaryto iš segmento galų ir tolimo objekto, matmenis. Šis metodas vadinamas trianguliacija.

Kuo didesnis pagrindas, tuo tiksliau rezultatas matavimai. Atstumai iki žvaigždžių yra tokie dideli, kad pagrindo ilgis turi viršyti matmenis gaublys, kitaip matavimo paklaida bus didelė. Laimei, stebėtojas su planeta keliauja aplink Saulę metus, ir jei jis atlieka du tos pačios žvaigždės stebėjimus su kelių mėnesių intervalu, paaiškėja, kad jis žiūri į ją iš skirtingų žemės orbitos taškų – ir tai jau yra padorus pagrindas . Kryptis žvaigždės link pasikeis: ji šiek tiek pasislinks tolimesnių žvaigždžių fone. Šis poslinkis vadinamas paralaksu, o kampas, kuriuo žvaigždė pasislinko dangaus sferoje, vadinamas paralaksu. Metinis žvaigždės paralaksas – tai kampas, kuriuo iš jos buvo matomas vidutinis Žemės orbitos spindulys, statmenas žvaigždės krypčiai.

Paralakso sąvoka siejama su vieno iš pagrindinių astronomijos atstumo vienetų – parseko – pavadinimu. Tai atstumas iki įsivaizduojamos žvaigždės, kurios metinis paralaksas būtų lygiai 1". Bet kurios žvaigždės metinis paralaksas yra susietas su atstumu iki jos pagal paprastą formulę:

kur r yra atstumas parsekais, P yra metinis paralaksas sekundėmis.

Dabar atstumai iki daugelio tūkstančių žvaigždžių buvo nustatyti paralakso metodu.

Dabar, žinodami atstumą iki žvaigždės, galite nustatyti jos šviesumą – jos faktiškai skleidžiamos energijos kiekį. Jam būdingas absoliutus dydis.

Absoliutus dydis (M) yra dydis, kurį žvaigždė turėtų 10 parsekų (32,6 šviesmečio) atstumu nuo stebėtojo. Žinodami matomą dydį ir atstumą iki žvaigždės, galite rasti absoliutų jos dydį:

M = m + 5 - 5 * lg(r)

Artimiausios Saulės žvaigždės Proxima Centauri, mažytės blausiai raudonos nykštukės, tariamasis dydis yra m = -11,3, o absoliutus dydis - M = +15,7. Nepaisant to, kad ji yra arti Žemės, tokią žvaigždę galima pamatyti tik galingu teleskopu. Dar blyškesnė žvaigždė Nr.359 pagal Vilko katalogą: m=13,5; M = 16,6. Mūsų saulė šviečia 50 000 kartų ryškiau nei Wolf 359. Žvaigždė doradus (pietiniame pusrutulyje) turi tik 8-ąjį regimąjį dydį ir nėra matoma plika akimi, tačiau absoliučioji vertė M = -10,6; ji milijoną kartų šviesesnė už Saulę. Jei jis būtų tokiu pat atstumu nuo mūsų kaip Proxima Centauri, jis šviestų ryškiau nei Mėnulis pilnaties metu.

Saulei M=4,9. 10 parsekų atstumu saulė bus matoma kaip blyški žvaigždė, vos matoma plika akimi.

Įsivaizduokite, kad kažkur jūroje nakties tamsoje tyliai mirga šviesa. Nebent patyręs buriuotojas jums nepaaiškins, kas tai yra, dažnai nesužinosite: tai arba žibintuvėlis praplaukiančio laivo priekyje, arba galingas prožektorius iš tolimo švyturio.

Toje pačioje padėtyje tamsi naktis Mes taip pat žiūrime į mirksinčias žvaigždes. Jų tariamas spindesys taip pat priklauso nuo tikrojo šviesos intensyvumo, vadinamo šviesumo, ir iš jų atstumo iki mūsų. Tik žinant atstumą iki žvaigždės galima apskaičiuoti jos šviesumą, palyginti su Saule. Pavyzdžiui, žvaigždės, kuri tikrovėje yra dešimt kartų mažiau ryški nei Saulė, šviesumas bus išreikštas 0,1.

Kitas būdas išreikšti tikrąjį žvaigždės šviesos intensyvumą yra apskaičiuoti, kokio stiprumo ji mums atrodytų, jei ji būtų standartiniu 32,6 atstumu nuo mūsų. šviesmečiai, tai yra tokia, kad per šį laiką pro jį prasiskverbtų 300 000 km/s greičiu skriejanti šviesa.

Tokio standartinio atstumo nustatymas pasirodė patogus atliekant įvairius skaičiavimus. Žvaigždės, kaip ir bet kurio šviesos šaltinio, ryškumas kinta atvirkščiai, atsižvelgiant į atstumo nuo jos kvadratą. Šis dėsnis leidžia apskaičiuoti absoliučius žvaigždžių dydžius arba šviesumą, žinant atstumą iki jų.

Kai tapo žinomi atstumai iki žvaigždžių, galėjome apskaičiuoti jų šviesumą, tai yra, galėjome jas surikiuoti ir palyginti viena su kita tomis pačiomis sąlygomis. Reikia pripažinti, kad rezultatai buvo nuostabūs, nes anksčiau buvo manoma, kad visos žvaigždės yra „panašios į mūsų Saulę“. Žvaigždžių šviesumas pasirodė nepaprastai įvairus, ir jų mūsų linijoje negalima palyginti su jokia pionierių linija.

Pateiksime tik kraštutinius skaisčio pavyzdžius žvaigždžių pasaulyje.

Nuo seno žinoma blankiausia žvaigždė, 50 tūkstančių kartų blankesnė už Saulę, o jos absoliutus šviesumo dydis: +16,6. Tačiau vėliau buvo aptiktos ir blankesnės žvaigždės, kurių šviesumas, lyginant su saule, milijonus kartų mažesnis!

Matmenys erdvėje apgaulingi: Denebas iš Žemės šviečia ryškiau nei Antaresas, bet Pistoleto visai nesimato. Tačiau mūsų planetos stebėtojui Denebas ir Antaresas atrodo tiesiog nereikšmingi taškai, palyginti su Saule. Kiek tai neteisinga, galima spręsti pagal paprastas faktas: Pistoletas skleidžia tiek šviesos per sekundę, kiek Saulė per metus!

Kitame žvaigždžių linijos krašte stovi Auksinės žuvelės „S“., matomas tik pietinio Žemės pusrutulio šalyse kaip žvaigždutė (tai yra net nematoma be teleskopo!). Tiesą sakant, jis yra 400 tūkstančių kartų ryškesnis už Saulę, o absoliučios šviesumo vertė yra -8,9.

Absoliutus Mūsų Saulės šviesumo vertė yra +5. Ne tiek daug! Iš 32,6 šviesmečio atstumo mums būtų sunku jį pamatyti be žiūronų.

Jei įprastos žvakės ryškumas laikomas Saulės ryškumu, tai, palyginti su ja, Dorado „S“ bus galingas prožektorius, o silpniausia žvaigždė yra silpnesnė už apgailėtiniausią ugniagesį.

Taigi, žvaigždės yra tolimos saulės, tačiau jų šviesos intensyvumas gali visiškai skirtis nuo mūsų žvaigždės. Vaizdžiai tariant, savo Saulę pakeisti kita reikėtų daryti atsargiai. Nuo vieno šviesos apaktume, kito šviesoje klaidžiotume tarsi prieblandoje.

Dydžiai

Kadangi akys yra pirmasis matavimo instrumentas, turime žinoti paprastos taisyklės, kurie reguliuoja mūsų apskaičiavimus apie šviesos šaltinių ryškumą. Mūsų ryškumo skirtumų vertinimas yra santykinis, o ne absoliutus. Palyginus dvi silpnas žvaigždes, matome, kad jos pastebimai skiriasi viena nuo kitos, bet dvi ryškios žvaigždės to paties ryškumo skirtumo mes nepastebime, nes jis yra nereikšmingas, palyginti su iš viso skleidžiama šviesa. Kitaip tariant, mūsų akys vertina giminaitis, bet ne absoliutus blizgesio skirtumas.

Hiparchas pirmasis plika akimi matomas žvaigždes suskirstė į šešias klases pagal jų ryškumą. Vėliau ši taisyklė buvo kiek patobulinta nekeičiant pačios sistemos. Didumo klasės buvo paskirstytos taip, kad 1-ojo dydžio žvaigždė (vidutiniškai 20) skleistų šimtą kartų daugiau šviesos nei 6-ojo dydžio žvaigždė, kuri yra ties matomumo riba daugeliui žmonių.

Vieno dydžio skirtumas lygus 2,512 kvadratui. Dviejų dydžių skirtumas atitinka 6,31 (2,512 kvadratas), trijų dydžių skirtumas atitinka 15,85 (2,512 trečiajam laipsniui), keturių dydžių skirtumas atitinka 39,82 (2,512 - ketvirtasis laipsnis), o penkių dydžių skirtumas. dydžiai atitinka 100 (2,512 kvadrato penktasis laipsnis).

6-ojo didumo žvaigždė suteikia mums šimtą kartų mažiau šviesos nei 1-ojo dydžio žvaigždė, o 11-ojo didumo žvaigždė – dešimt tūkstančių kartų mažiau. Jei paimsime 21-ojo dydžio žvaigždę, tada jos ryškumas bus mažesnis nei 100 000 000 kartų.

Kaip jau aišku – absoliuti ir santykinė vairavimo vertė,
dalykai yra visiškai nepalyginami. „Santykiniam“ stebėtojui iš mūsų planetos Denebas Cygnus žvaigždyne atrodo maždaug taip. Tačiau iš tikrųjų visos Žemės orbitos vos pakaktų, kad būtų galima visiškai sutalpinti šios žvaigždės perimetrą.

Norėdami teisingai klasifikuoti žvaigždes (ir jos visos skiriasi viena nuo kitos), turite atidžiai užtikrinti, kad per visą intervalą tarp gretimų žvaigždžių dydžių būtų išlaikytas 2,512 ryškumo santykis. Su paprasta akimi tokio darbo atlikti neįmanoma, reikia specialių įrankių, pvz fotometrai Pickering, naudojamas kaip standartas Šiaurinė žvaigždė ar net „vidutinė“ dirbtinė žvaigždė.

Taip pat matavimų patogumui būtina susilpninti labai ryškių žvaigždžių šviesą; tai galima pasiekti naudojant poliarizuojantį įrenginį arba naudojant fotometrinis pleištas.

Grynai vizualūs metodai, net ir naudojant didelius teleskopus, negali išplėsti mūsų dydžio skalės iki silpnų žvaigždžių. Be to, vizualiniai matavimo metodai turėtų būti (ir gali būti) atlikti tik tiesiai prie teleskopo. Todėl mūsų laikais grynai vizualinės klasifikacijos jau atsisakyta, naudojamas fotoanalizės metodas.

Kaip galite palyginti šviesos kiekį, kurį fotoplokštė gauna iš dviejų skirtingo spindesio žvaigždžių? Kad jie atrodytų vienodi, reikia žinomu kiekiu susilpninti ryškesnės žvaigždės šviesą. Lengviausias būdas tai padaryti – diafragmą pastatyti priešais teleskopo objektyvą. Į teleskopą patenkančios šviesos kiekis skiriasi priklausomai nuo objektyvo ploto, todėl galima tiksliai išmatuoti bet kurios žvaigždės šviesos slopinimą.

Išsirinkime kokią nors žvaigždę kaip standartinę ir nufotografuokime ją su visa teleskopo diafragma. Tada nustatysime, kokią diafragmą naudoti esant tam tikrai ekspozicijai, kad fotografuojant ryškesnę žvaigždę gautume tokį patį vaizdą kaip ir pirmuoju atveju. Sumažėjusių ir pilnų skylių plotų santykis parodo dviejų objektų ryškumo santykį.

Šis matavimo metodas suteikia tik 0,1 dydžio paklaidą bet kuriai žvaigždei nuo 1 iki 18 magnitudės. Tokiu būdu gauti dydžiai vadinami fotovizualinis.

Šviesumasžvaigždės – žvaigždės šviesos stipris, t.y. žvaigždės skleidžiamo šviesos srauto dydis, esantis vienetiniame erdvės kampe. Terminas „žvaigždės šviesumas“ neatitinka bendrosios fotometrijos termino „šviesumas“. Žvaigždės saulės spinduliuotė gali reikšti bet kurią žvaigždės spektro sritį (vaizdinė žvaigždės saulės spinduliuotė, fotografinė žvaigždės saulės spinduliuotė ir t. t.) arba visa jos spinduliuotė (bolometrinė žvaigždės saulės spinduliuotė). Žvaigždės šviesumas paprastai išreiškiamas saulės šviesumo vienetais, lygus 3·1027 tarptautinėms žvakėms, arba 3,8·1033 erg/sek. Atskirų žvaigždžių šviesumas labai skiriasi viena nuo kitos: yra žvaigždžių, kurių bolometrinis šviesumas siekia pusę milijono saulės šviesos vienetų (O spektrinės klasės supermilžinės žvaigždės), taip pat žvaigždžių, kurių bolometrinis šviesumas šimtus tūkstančių kartų mažesnis už Saulė. Manoma, kad yra žvaigždžių, kurių šviesumas dar mažesnis. Kartu su žvaigždžių masėmis, spinduliais ir paviršiaus temperatūra yra ir šviesumas svarbiausios savybėsžvaigždės Ryšys tarp šių žvaigždžių charakteristikų nagrinėjamas teorinėje astrofizikoje. Žvaigždės padėtis L yra susijusi su absoliučiu dydžio M priklausomybė:

M = -2,5 log L + 4,77.

Taip pat žr. str. Žvaigždės arba T. su ja.

- Žvaigždės šviesumas vadinamas. kritinis, jei atitinkama spinduliuotės slėgio jėga žvaigždės medžiagoje subalansuoja gravitacijos jėgą. atrakcija...
Fizinė enciklopedija
- paviršiaus taške. vienas iš šviesos dydžių, iš paviršiaus elemento sklindančio šviesos srauto ir šio elemento ploto santykis...
Fizinė enciklopedija
- astronomijoje bendra energija, kurią šaltinis skleidžia per laiko vienetą...
Astronomijos žodynas
- šviesos srauto, kurį skleidžia šviesos paviršius, ir šio paviršiaus ploto santykis. Vienetas S. - liumenas vienam kvadratiniam metrui. metras...
Didysis enciklopedinis politechnikos žodynas
- absoliutus ŽVAIGŽDĖS ryškumas - per sekundę jos paviršiaus išskiriamas energijos kiekis. Išreiškiama vatais arba saulės ryškumo vienetais...
Mokslinis ir techninis enciklopedinis žodynas
- 1) astronomijoje - bendras energijos kiekis, kurį išskiria kosminis objektas per laiko vienetą. Kartais jie kalba apie šviesumą tam tikrame bangos ilgio diapazone, pavyzdžiui, radijo šviesumą...
Šiuolaikinė enciklopedija
- šviesos srauto, kurį skleidžia šviesos paviršius, ir šio paviršiaus ploto santykis - paviršiaus tankis vienam šviesos srautui - svítivost; intenzita osvětlení - Lichtausstrahlung; Oberflächenleuchtdichte - fajlagos švieskibocsátás...
Statybos žodynas
- Fersman, 1934, - cheminių medžiagų, susijusių arba galimų susieti, schemos. elementai, išdėstyti vertikaliomis ir horizontaliomis eilėmis, galintys, izomorfizmo dėsnių požiūriu, pakeisti tam tikrą elementą...
Geologijos enciklopedija
- I Šviesumas paviršiaus taške, šviesos srauto, sklindančio iš mažo paviršiaus elemento, kuriame yra nurodytas taškas, santykis su šio elemento plotu. Vienas iš šviesos kiekių...
- žvaigždės šviesos stipris, t. y. žvaigždės skleidžiamo šviesos srauto dydis, esantis vienetiniame erdvės kampe. Terminas „žvaigždės šviesumas“ neatitinka bendrosios fotometrijos termino „šviesumas“...
Didžioji sovietinė enciklopedija
- žvaigždės - spinduliuotės galia...
- viso šviesos srauto, kurį skleidžia šviesos šaltinio paviršiaus vienetas, vertė. Matuojama lm/m²...
Didelis enciklopedinis žodynas
- Cm....
Į IR. Dahl. Rusų žmonių patarlės
- šviesumas Šviesos šaltinio paviršiaus skleidžiamo šviesos srauto ir šio paviršiaus ploto santykis...
Žodynas Efremova
- šviesa "...
rusų ortografinis žodynas
- ...
Žodžių formos

„Žvaigždžių švytėjimas“ knygose

autorius

„Jie skubės mus nuo žvaigždės prie žvaigždės...“ Dainų autoriai visada buvo turtingi, ydingi ir jautrūs žmonės. Jie žinojo, kad su tikrais poetais, tokiais kaip Pasternakas, Achmatova ar Zabolotskis, buvo elgiamasi be jokios pagarbos, nes manoma, kad jų tekstai neturi nieko bendra su

„Jie skubės mus nuo žvaigždės prie žvaigždės...“

Iš knygos „Rašytojo Voinovičiaus gyvenimas ir nepaprasti nuotykiai“ (pasakojo pats) autorius Voinovičius Vladimiras Nikolajevičius

„Jie skubės mus nuo žvaigždės prie žvaigždės...“ Nežinau, kaip yra dabar, bet anuomet dainų autoriai buvo turtingi, ydingi ir jautrūs žmonės. Jie žinojo, kad su tikrais poetais, tokiais kaip Pasternakas, Achmatova ar Zabolotskis, buvo elgiamasi be jokios pagarbos, atsižvelgiant į jų tekstus ne.

„Jie skubės mus nuo žvaigždės prie žvaigždės...“

Iš autorės knygos

„Jie skubės mus nuo žvaigždės prie žvaigždės...“

Iš knygos „Autoportretas: mano gyvenimo romanas“. autorius Voinovičius Vladimiras Nikolajevičius

Žvaigždės. krintančios žvaigždės paslaptis

Iš knygos „Seminaras apie tikrą raganavimą“. Raganų ABC autorius Šiaurės Nikolajus Ivanovičius

Žvaigždės. krentančios žvaigždės paslaptis Populiarus įsitikinimas, kad jei palinkėsite krintančiajai žvaigždei ir padarysite tai, kol ji neužges, tai kitais metais noras tikrai išsipildys. Norėdami tai padaryti, prieš skambinant laikrodžiui išmušant dvyliktą valandą Naujųjų metų vakaras

4 skyrius. Sąmoningumo šviesumas

Iš knygos Ugnis iš vidaus autorius Castaneda Carlos

12.1 užduotis Ieškoti šviesumo. Situacijų, kai prarandame šviesumą, tyrimas

Iš knygos „Ravenos svajonių dirbtuvės“. 1-2 etapas autorius Balabanas Aleksandras

12.1 užduotis Ieškoti šviesumo. Situacijų, kai prarandame šviesumą, tyrimas Raskite milžinišką konstrukciją ir tyrinėkite jos vidų. Ypatingas dėmesys atkreipkite dėmesį į situaciją, kurioje jie bandys jus „pagauti“. Pagrindiniai (archetipiniai) elementai gali būti

4 skyrius. Sąmoningumo šviesumas

Iš Carloso Castanedos knygos, 1-11 knygos (leidykla Sofija) autorius Castaneda Carlos

4 skyrius: Sąmoningumo spindesys Don Chuanas, don Chuanas ir donas Genaro sėdėjo prie stalo dono Genaro namuose. Ką tik grįžome iš aplinkinių kalnų, kur rinkome augalus. Staiga don Chuanas pakeitė mano sąmoningumo lygį. Donas Genaro pažvelgė į mane juokdamasis. Jis tai pažymėjo

ŠVIESUMAS

Iš knygos Astronomija pateikė Breithot Jim

ŠVIESUMAS Žvaigždės šviesumas yra jos šviesos srauto matas, paprastai išreiškiamas vatais arba 4 10 26 W Saulės šviesumo atžvilgiu. Taigi žvaigždė, kurios šviesumas yra 100 kartų didesnis už Saulės skleidžiamą šviesą, skleidžia šviesą, kurios galia yra 4?

"Masės-šviesumo" diagrama

Iš knygos Big Sovietinė enciklopedija(MA) autoriaus TSB

Šviesumas (fizikoje)

TSB

Žvaigždžių šviesumas

Iš autorės knygos Didžioji sovietinė enciklopedija (SV). TSB

Diagrama „Spektras – šviesumas“.

Iš autorės knygos Didžioji sovietinė enciklopedija (SP). TSB

4 Sąmoningumo šviesumas

Iš knygos Ugnis iš vidaus autorius Castaneda Carlos

4 Sąmoningumo spindesys Don Chuanas, don Chuanas ir donas Genaro sėdėjo prie stalo dono Genaro namuose. Ką tik grįžome iš aplinkinių kalnų, kur rinkome augalus. Staiga don Chuanas pakeitė mano sąmoningumo lygį. Donas Genaro pažvelgė į mane juokdamasis. Jis pažymėjo, kaip

7 skyrius. Šviesumas

Iš knygos „Paprastas būdas“. laimingas gyvenimas. Sielos Žemės planetoje dienoraštis autorius Usmanova Irina Aleksandrovna

7 skyrius. Šviesumas Kaip jau buvo sakyta, terminu „Šviesumas“ turiu omenyje tam tikrą integralią charakteristiką, kurios pagalba, mano požiūriu, galima nustatyti aukšto dažnio energijų buvimą energijoje. -informacinė asmens, nuosavybės struktūra

Panašūs straipsniai