Svietivosť hviezdy sa určuje pomocou konceptu. Svietivosť a veľkosť hviezd

21.09.2019

hviezdy. Svietivosť, spektrum a klasifikácia.

Niektoré hviezdy svietia silnejšie, iné slabšie. Sila žiarenia hviezdy sa nazýva svietivosť. Svietivosť je celková energia vyžarovaná hviezdou za 1 sekundu. Svietivosť hviezdy charakterizuje tok energie vyžarovanej hviezdou vo všetkých smeroch a má výkonový rozmer J/s alebo W. Svetelnosť sa určuje, ak je známa zdanlivá veľkosť a vzdialenosť k hviezde. Zatiaľ čo astronómia má celkom spoľahlivé inštrumentálne metódy na určenie zdanlivej magnitúdy, vzdialenosť k hviezdam nie je také ľahké určiť. Absolútna magnitúda Slnka v celom rozsahu žiarenia (bolometrická magnitúda) je M = 4,72, jeho svietivosť je L = 3,86∙10 26 W. Ak poznáte absolútnu veľkosť, môžete nájsť svietivosť: log L/L = 0,4 (M – M).

Star	Svietivosť
Sirius	22 l
Canopus	4 700 l
Arcturus	107 l
Vega	50 l

Svietivosť iných hviezd sa určuje v relatívnych jednotkách v porovnaní so svietivosťou Slnka. Je známe, že hviezdy vyžarujú desaťtisíckrát menej žiarenia ako Slnko. A hviezda S Doradus, viditeľná iba v krajinách južnej pologule Zeme ako hviezda 8. magnitúdy (neviditeľná voľným okom!), je miliónkrát jasnejšie ako slnko, jeho absolútna veľkosť je M = –10,6. Hviezdy sa môžu líšiť v svietivosti miliardkrát. Medzi hviezdami s veľmi vysokou svietivosťou sa rozlišujú obri a supergianti. Väčšina obrov má teploty 3 000 – 4 000 K, preto sa nazývajú červené obry.

Aldebaran je červený obor v súhvezdí Býka.

Alpha Orionis - Betelgeuse. Supergianti, ako je Betelgeuse, sú najsilnejšími zdrojmi svetla. Hviezdy s nízkou svietivosťou sa nazývajú trpaslíci.

Malá bodka pri Siriusovi je jeho satelit, biely trpaslík Sirius B. Spektrá hviezd sú ich pasy s popisom všetkých hviezdnych znakov. Hviezdy sú vyrobené z toho istého chemické prvky, ktoré sú na Zemi známe, ale v percentá prevládajú v nich ľahké prvky: vodík a hélium. Zo spektra hviezdy môžete zistiť jej svietivosť, vzdialenosť od hviezdy, teplotu, veľkosť, chemické zloženie jeho atmosféra, rýchlosť rotácie okolo svojej osi, znaky pohybu okolo spoločného ťažiska. Spektrálny prístroj namontovaný na ďalekohľade oddeľuje svetlo hviezd podľa vlnovej dĺžky do pásika spektra. Zo spektra môžete zistiť, aká energia pochádza z hviezdy na rôznych vlnových dĺžkach a veľmi presne odhadnúť jej teplotu. Farba a spektrum hviezd súvisí s ich teplotou. V chladných hviezdach s teplotou fotosféry 3 000 K prevláda žiarenie v červenej oblasti spektra. Spektrá takýchto hviezd obsahujú veľa línií kovov a molekúl. V horúcich modrých hviezdach s teplotami nad 10 000 – 15 000 K je väčšina atómov ionizovaná. Plne ionizované atómy nevytvárajú spektrálne čiary, takže v spektrách takýchto hviezd je málo čiar.

Podľa ich spektier sú hviezdy rozdelené do spektrálnych tried:

Spektrálna trieda	Farba	Teplota, K	Vlastnosti spektra	Typické hviezdy
W	Modrá	80 000	Žiarenie v líniách hélia, dusíka, kyslíka.	γ Parusov
O	Modrá	40 000	Intenzívne čiary ionizovaného hélia, žiadne čiary kovov.	Mintaka
IN	Modrobiela	20 000	Neutrálne héliové čiary. Slabé H a K línie ionizovaného vápnika	Spica
A	Biela	10 000	Vodíkové čiary dosahujú najvyššiu intenzitu. Viditeľné čiary H a K ionizovaného vápnika, slabé čiary kovov	Sirius, Vega
F	Žltkastý	7 000	Ionizované kovy. Vodíkové línie slabnú	Procyon, Canopus
G	Žltá	6 000	Neutrálne kovy, intenzívne línie ionizovaného vápnika H a K	Slnko, Capella
TO	Oranžová	4 500	Neexistujú takmer žiadne vodíkové čiary. Sú prítomné slabé pásy oxidu titaničitého. Početné rady kovov.	Arcturus, Aldebaran
M	Červená	3 000	Silné pásy oxidu titaničitého a iných molekulárnych zlúčenín	Antares, Betelgeuse
L	Tmavo červená	2 000	Silné pásy CrH, rubídium, cézium	Kelu-1
T	"Hnedý" trpaslík	1 500	Intenzívne absorpčné pásy vody, metánu, molekulárneho vodíka	Gliese 229B

Podrobnejšia klasifikácia hviezd sa nazýva Harvard.

Spektrá rôznych hviezd. Charakteristickým znakom hviezdnych spektier je aj prítomnosť obrovské množstvo absorpčné čiary patriace rôznym prvkom. Jemná analýza týchto čiar poskytla obzvlášť cenné informácie o povahe vonkajších vrstiev hviezd.

Chemické zloženie vonkajších vrstiev hviezd, odkiaľ k nám ich žiarenie priamo prichádza, sa vyznačuje úplnou prevahou vodíka. Hélium je na druhom mieste a počet ostatných prvkov je dosť malý. Na približne desaťtisíc atómov vodíka pripadá tisíc atómov hélia, asi 10 atómov kyslíka, o niečo menej uhlíka a dusíka a len jeden atóm železa. Nečistoty ostatných prvkov sú úplne zanedbateľné. Bez preháňania môžeme povedať, že hviezdy pozostávajú z vodíka a hélia s malou prímesou ťažších prvkov. Dobrým indikátorom teploty vonkajších vrstiev hviezdy je jej farba. Horúce hviezdy spektrálnych typov O a B sú modré; hviezdy podobné nášmu Slnku (ktorého spektrálna trieda je G2) sa javia ako žlté, zatiaľ čo hviezdy spektrálnych tried K a M sa javia ako červené. V astrofyzike existuje starostlivo vyvinutý a úplne objektívny farebný systém. Je založená na porovnaní pozorovaných veličín získaných cez rôzne prísne štandardizované svetelné filtre. Kvantitatívne je farba hviezd charakterizovaná rozdielom medzi dvoma hodnotami získanými cez dva filtre, z ktorých jeden prepúšťa prevažne modré lúče („B“) a druhý má krivku spektrálnej citlivosti podobnú ľudským okom(„V“) Technológia merania farby hviezd je natoľko pokročilá, že podľa nameraných Hodnota B-V je možné určiť spektrálnu triedu hviezdy s presnosťou podtriedy. Pre slabé hviezdy analýza farieb - jediná možnosť ich spektrálna klasifikácia.

Harvardská spektrálna klasifikácia je založená na prítomnosti alebo neprítomnosti, ako aj na relatívnej intenzite určitých spektrálnych čiar.

Okrem hlavných spektrálnych tried uvedených v tabuľke pre relatívne chladné hviezdy existujú aj triedy N a R (absorpčné pásy molekúl uhlíka C2, kyanidu CN a oxidu uhoľnatého CO), trieda S (pásy oxidov titánu TiO a zirkónia ZrO). ), ako aj pre najchladnejšie hviezdy – triedu L (pás CrH, rubídiové, cézne, draselné a sodíkové čiary). Pre objekty subhviezdneho typu - „hnedí trpaslíci“, ktorých hmotnosť je medzi hviezdami a planétami, bola nedávno zavedená špeciálna spektrálna trieda T (absorpčné pásy vody, metánu a molekulárneho vodíka). Spektrálne triedy O, B, A sa často nazývajú horúce alebo skoré, triedy F a G sú slnečné a triedy K a M sú studené alebo neskoré spektrálne triedy. Pre presnejšiu definíciu hviezdnych spektier sú intervaly medzi uvedenými triedami rozdelené do 10 podtried. Napríklad F5 je spektrum medzi F0 a G0. Spektrálna trieda Slnka je G2.

Možnosť zmerať a porovnať lesk rôzne hviezdy viedol k objavu nového odboru v astronómii – kolorimetrie. Kolorimetria je meranie a štúdium farby hviezd.

Vnímanie farby je čisto subjektívne, závisí od reakcie sietnice pozorovateľa. Farebná citlivosť ľudského oka je obmedzená približne na nasledujúcu oblasť: od fialových lúčov (4 000 A) po červené lúče (7 500 A). Hviezdy vyžarujú energiu vo všetkých rozsahoch elektromagnetického spektra, nielen vo viditeľnej oblasti. Farby hviezd sú určené pomerom intenzity žiarenia v dvoch alebo viacerých oblastiach spektra. Najprv bolo navrhnuté merať farbu hviezd pomocou fotografií. Ak je hviezda fotografovaná na dvoch fotografických platniach, z ktorých jedna je citlivá na kratšie modré lúče a druhá na dlhšie červené lúče, potom bude sčernenie, teda viditeľná veľkosť, na rôznych fotografických platniach odlišné. Rozdiel medzi fotografickými veličinami sa nazýval farebný index (CI).

CI = m(1) – m(2). Červené hviezdy majú pozitívne farebné indexy, zatiaľ čo modro-biele hviezdy majú negatívne farebné indexy. S rozvojom technológie fotometrického merania a nástupom fotonásobičov bolo dohodnuté používanie systému farieb U, B, V Systém U, B, V nahradil predchádzajúci fotografický a fotovizuálny systém určovania farieb. Farebný systém U mier magnitúdy v ultrafialovej oblasti spektra je farebný systém B v bežnej fotografickej oblasti, ktorá zodpovedá modrým lúčom a farebný systém V je v oblasti farby, ktorá prevláda v osvetlení našej planéty, t.j. žltá farba.

UBV systém.

Farebný index B-V umožňuje porovnať intenzitu žiarenia v modrých a žltých lúčoch a indikátor U-B farby v ultrafialovej a modrej oblasti spektra. Súhlasili sme s predpokladom, že index farieb B-V pre hviezdu triedy AO je nula. To zodpovedá toku kvánt s vlnovou dĺžkou 5 550 A. Ak je farebný index hviezdy hlavnej postupnosti negatívny, potom ide o hviezdu skorých spektrálnych typov s povrchovou teplotou vyššou ako 10 000 K. Ak je farebný index kladný , potom ide o hviezdu neskorých spektrálnych tried s povrchovou teplotou menšou ako 10 000 K. V kolorimetrii sa teda u hviezd hlavnej postupnosti vytvára spojenie medzi indexom farby B-V, spektrálnym typom a teplotou fotosféry. Hviezdy sú až na zriedkavé výnimky pozorované ako bodové zdroje žiarenia. To znamená, že ich uhlové rozmery sú veľmi malé. Ani tie najväčšie teleskopy nedokážu vidieť hviezdy ako „skutočné“ disky. Hviezdu nemožno rozlíšiť ani v najväčšom ďalekohľade.

Metódy na určenie veľkosti hviezd:

z pozorovaní zatmenia hviezdy Mesiacom je možné určiť uhlovú veľkosť a pri znalosti vzdialenosti hviezdy je možné určiť jej skutočné lineárne rozmery;
veľkosť hviezdy je možné priamo merať pomocou špeciálneho zariadenia - optického interferometra;
veľkosť hviezdy sa dá vypočítať teoreticky na základe odhadov celkovej svietivosti a teploty podľa Stefan-Boltzmannovho zákona.

Svietivosť hviezdy súvisí s polomerom hviezdy podľa vzorca L = T4 4R2. Táto metóda vám umožňuje nájsť polomer hviezdy z jej teploty a svietivosti, pretože parametre R, L, T sú známe. Porovnateľné veľkosti Slnka a obrov.

Porovnateľné veľkosti Slnka a trpaslíkov.

Veľkosti hviezd sa výrazne líšia: existujú trpaslíci, obri a obyčajné hviezdy, ktorých je väčšina. Merania ukázali, že veľkosť bielych trpaslíkov je niekoľko tisíc kilometrov a veľkosti červených obrov sú porovnateľné s veľkosťami slnečná sústava. Hmotnosť hviezdy je možno jej najdôležitejšou charakteristikou. O všetkom rozhoduje hmotnosť životná cesta hviezdy. Hmotnosť sa dá odhadnúť pre hviezdy zahrnuté v binárnych hviezdnych systémoch, ak je známa hlavná os obežnej dráhy a a obežná doba T. V tomto prípade sú hmotnosti určené z tretieho Keplerovho zákona, ktorý možno zapísať ďalej tvar: tu M1 a M2 sú hmotnosti komponentov systému, G – gravitačná konštanta. Rovnica udáva súčet hmotností komponentov systému. Ak je navyše známy pomer obežných rýchlostí, potom ich hmotnosti možno určiť samostatne. Bohužiaľ, len pre relatívne malý počet binárnych systémov je možné takto určiť hmotnosť každej hviezdy.

Všetky ostatné metódy odhadu hmotnosti sú nepriame. Astronómia v podstate nemala a v súčasnosti nemá metódu na priame a nezávislé určenie hmotnosti izolovanej hviezdy. A to je vážna chyba v našej vede o vesmíre. Ak by takáto metóda existovala, pokrok nášho poznania by bol oveľa rýchlejší. Pre hviezdy hlavnej postupnosti sa zistilo, že čím väčšia je hmotnosť, tým vyššia je svietivosť hviezdy. Táto závislosť je nelineárna: napríklad pri zdvojnásobení hmotnosti sa svietivosť zvýši viac ako 10-krát. Najmenšie hviezdy sú podstatne hmotnejšie ako ktorákoľvek planéta v slnečnej sústave. Hmotnosti hviezd sa pohybujú od 0,1 hmotností Slnka po niekoľko desiatok hmotností Slnka. Hmotnosť hviezd sa teda líši len niekoľko stokrát.

Porovnanie hmotností a svietivostí pre väčšinu hviezd odhaľuje nasledujúci vzťah: svietivosť je približne úmerná štvrtej mocnine hmotnosti.

Hustota plynu v strede Slnka je stokrát väčšia ako hustota vody. Hviezda, ktorá váži dvakrát toľko ako Slnko, vyžaruje asi 16-krát silnejšie. Pod vplyvom vysoká teplota(milióny kelvinov) sú atómy jadra úplne ionizované a vzdialenosti medzi nimi sú zmenšené. Hustota plynu v strede Slnka je stokrát väčšia ako hustota vody. Teplota hviezdy sa tiež zvyšuje, keď sa blíži k stredu. Hviezdy skorých spektrálnych typov O, B, A sa vyznačujú aj vysokou rýchlosťou rotácie.

Rovníkové rýchlosti rotácie hviezd: spektrum v, km/s O5 400 A0 320 A5 250 F0 180

Najvyššie pozorované rýchlosti majú hviezdy s emisnými čiarami v spektre a samozrejme neutrónové hviezdy. Naše Slnko rotuje s rovníková rýchlosť 2 km/s. Hviezdy sa veľmi líšia veľkosťou, svietivosťou a teplotou.

Obri vyžarujú vďaka svojej obrovskej ploche nezmerateľne viac energie ako normálne hviezdy ako Slnko, napriek tomu, že ich povrchové teploty sú oveľa nižšie. Polomer červeného superobra Betelgeuse (orión) je mnohonásobne väčší ako polomer Slnka. Naproti tomu veľkosť normálnej červenej hviezdy nie je zvyčajne väčšia ako jedna desatina veľkosti Slnka. Na rozdiel od obrov sa nazývajú trpaslíci. Napríklad dve hviezdy s rovnakým spektrálnym typom M2, Betelgeuse a Lalande 21185, sa líšia v svietivosti faktorom 600 000. Betelgeuze je 3000-krát svietivejšia ako Slnko, zatiaľ čo Lalande 21185 je 200-krát menej. Hviezdy sa stávajú obrami a trpaslíkmi v rôznych štádiách svojho vývoja a obr, ktorý dosiahol „starobu“, sa môže zmeniť na bieleho trpaslíka. Spolu s červenými obrami a supergiantmi existujú biele a modré supergiganty: Regulus (α Leo), Rigel (β Orion).

Zdroj informácií: "Open Astronomy 2.5", LLC "PHYSICON"

Hviezdy sú hádzané do otvorený priestor obrovské množstvo, takmer úplne zastúpené rôzne typy lúče. Celková energia žiarenia hviezdy vyžarovaná za určité časové obdobie je svietivosť hviezdy. Index svietivosti je veľmi dôležitý pre štúdium svietidiel, pretože závisí od všetkých charakteristík hviezdy.

Prvá vec, ktorá stojí za zmienku, keď hovoríme o svietivosti hviezdy, je, že ju možno ľahko zameniť s inými parametrami hviezdy. Ale v praxi je všetko veľmi jednoduché - stačí vedieť, za čo je každá charakteristika zodpovedná.

Svietivosť hviezdy (L) primárne odráža množstvo energie vyžarovanej hviezdou – a preto sa meria vo wattoch, ako každá iná. kvantitatívna charakteristika energie. Toto je objektívna veličina: pri pohybe pozorovateľa sa nemení. Tento parameter je 3,82 × 10 26 W. Indikátor jasu našej hviezdy sa často používa na meranie svietivosti iných hviezd, čo je na porovnanie oveľa pohodlnejšie - vtedy je označený ako L ☉, (☉ je grafický symbol Slnka.)

Je zrejmé, že najinformatívnejšou a najuniverzálnejšou charakteristikou z vyššie uvedených je svietivosť. Keďže tento parameter zobrazuje intenzitu vyžarovania hviezdy najpodrobnejšie, možno ho použiť na zistenie mnohých charakteristík hviezdy – od veľkosti a hmotnosti až po intenzitu.

Svietivosť od A po Z

Hľadanie zdroja žiarenia vo hviezde netrvá dlho. Všetka energia, ktorá môže opustiť hviezdu, vzniká v procese termonukleárnej fúzie. Atómy vodíka, ktoré sa pod gravitačným tlakom spájajú do hélia, uvoľňujú obrovské množstvo energie. A v masívnejších hviezdach „horí“ nielen vodík, ale aj hélium - niekedy ešte masívnejšie prvky, dokonca aj železo. Potom je získaná energia mnohonásobne väčšia.

Množstvo energie uvoľnenej počas jadrovej reakcie, priamo závisí od - čím je väčšia, tým viac gravitácia stláča jadro hviezdy a tým viac vodíka sa súčasne premieňa na hélium. Ale nie je to samotná jadrová energia, ktorá určuje svietivosť hviezdy - koniec koncov, musí byť tiež vyžarovaná smerom von.

Tu vstupuje do hry oblasť žiarenia. Jeho vplyv v procese prenosu energie je veľmi veľký, čo je ľahko overiteľné aj v bežnom živote. Žiarovka, ktorej vlákno sa zahreje až na 2800 °C, po 8 hodinách prevádzky výrazne nezmení teplotu v miestnosti, ale bežná batéria s teplotou 50–80 °C dokáže miestnosť vyhriať. do citeľného dusna. Rozdiely v účinnosti sú spôsobené rozdielmi v množstve povrchovej plochy emitujúcej energiu.

Pomer medzi plochou jadra hviezdy a jej povrchom je často úmerný pomeru vlákna žiarovky a batérie - priemer jadra môže byť len jedna desaťtisícina celkového priemeru hviezdy. Svietivosť hviezdy je teda vážne ovplyvnená plochou jej vyžarujúceho povrchu - teda povrchom samotnej hviezdy. Teplota tu nie je taká významná. Žiarivosť povrchu hviezdy je o 40 % menšia ako teplota fotosféry Slnka – no vďaka jej veľkej veľkosti prevyšuje jej svietivosť svietivosť Slnka 150-krát.

Ukazuje sa, že pri výpočte svietivosti hviezdy je úloha veľkosti dôležitejšia ako energia jadra? V skutočnosti nie. Modrí obri s vysokou svietivosťou a teplotou majú podobné svietivosti ako červené nadobry, ktoré sú oveľa väčšie. väčších rozmerov. Navyše, najhmotnejšia a jedna z najhorúcejších hviezd má zo všetkých najvyššiu jasnosť slávnych hviezd. Až do objavenia nového rekordéra sa tým končia debaty o najdôležitejšom parametri pre svietivosť.

Využitie svietivosti v astronómii

Svietivosť teda pomerne presne odráža energiu hviezdy aj jej povrch – preto je zahrnutá do mnohých klasifikačných tabuliek, ktoré astronómovia používajú na porovnávanie hviezd. Medzi nimi stojí za to zdôrazniť diagram

Ak sa pozriete na hviezdnu oblohu, okamžite si všimnete, že hviezdy sa výrazne líšia svojou jasnosťou - niektoré svietia veľmi jasne, sú ľahko viditeľné, iné je ťažké rozlíšiť voľným okom.

Dokonca aj staroveký astronóm Hipparchos navrhol rozlišovať jasnosť hviezd. Hviezdy boli rozdelené do šiestich skupín: do prvej patria najjasnejšie - sú to hviezdy prvej veľkosti (skrátene - 1m, z latinského magnitudo - veľkosť), slabšie hviezdy - druhá veľkosť (2m) a tak ďalej až do šiestej skupiny. - voľným okom sotva viditeľné hviezdy. Veľkosť charakterizuje lesk hviezdy, to znamená osvetlenie, ktoré hviezda vytvára na Zemi. Jas 1m hviezdy je 100-krát väčší ako jas 6m hviezdy.

Jasnosť hviezd bola spočiatku určovaná nepresne, podľa oka; neskôr, s príchodom nových optických prístrojov, sa svetelnosť začala určovať presnejšie a boli známe menej jasné hviezdy s magnitúdou väčšou ako 6 (Najvýkonnejší ruský ďalekohľad - 6-metrový reflektor - umožňuje pozorovať hviezdy až do magnitúdy 24.)

So zvyšujúcou sa presnosťou meraní a nástupom fotoelektrických fotometrov sa presnosť merania jasnosti hviezd zvyšovala. Hviezdne magnitúdy sa začali označovať zlomkovými číslami. Najjasnejšie hviezdy, rovnako ako planéty, majú nulovú alebo dokonca zápornú magnitúdu. Napríklad Mesiac pri splne má magnitúdu -12,5 a Slnko má magnitúdu -26,7.

V roku 1850 anglický astronóm N. Posson odvodil vzorec:

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

kde E1 a E2 sú osvetlenia vytvorené hviezdami na Zemi a m1 a m2 sú ich veľkosti. Inými slovami, napríklad hviezda prvej veľkosti je 2,5-krát jasnejšia ako hviezda druhej veľkosti a 2,52 = 6,25-krát jasnejšia ako hviezda tretej veľkosti.

Hodnota magnitúdy však nestačí na charakterizáciu svietivosti objektu, preto je potrebné poznať vzdialenosť k hviezde.

Vzdialenosť k objektu sa dá určiť bez toho, aby ste ho fyzicky dosiahli. Musíte zmerať smer k tomuto objektu z oboch koncov známeho segmentu (základne) a potom vypočítať rozmery trojuholníka tvoreného koncami segmentu a vzdialeným objektom. Táto metóda sa nazýva triangulácia.

Čím väčší základ, tým presnejšie výsledok merania. Vzdialenosti k hviezdam sú také veľké, že dĺžka základne musí presahovať rozmery zemegule, inak bude chyba merania veľká. Našťastie, pozorovateľ cestuje s planétou okolo Slnka rok a ak vykoná dve pozorovania tej istej hviezdy s odstupom niekoľkých mesiacov, ukáže sa, že sa na ňu pozerá z rôznych bodov zemskej dráhy – a to je už slušný základ . Smer k hviezde sa zmení: mierne sa posunie na pozadí vzdialenejších hviezd. Toto posunutie sa nazýva paralaxa a uhol, o ktorý sa hviezda posunula na nebeskej sfére, sa nazýva paralaxa. Ročná paralaxa hviezdy je uhol, pod ktorým bol z nej viditeľný priemerný polomer obežnej dráhy Zeme, kolmo na smer hviezdy.

Pojem paralaxa sa spája s názvom jednej zo základných jednotiek vzdialenosti v astronómii – parsek. Toto je vzdialenosť k imaginárnej hviezde, ktorej ročná paralaxa by bola presne 1". Ročná paralaxa akejkoľvek hviezdy súvisí so vzdialenosťou k nej podľa jednoduchého vzorca:

kde r je vzdialenosť v parsekoch, P je ročná paralaxa v sekundách.

Teraz boli pomocou metódy paralaxy určené vzdialenosti k mnohým tisícom hviezd.

Teraz, keď poznáte vzdialenosť hviezdy, môžete určiť jej svietivosť - množstvo energie, ktorú skutočne vyžaruje. Vyznačuje sa svojou absolútnou veľkosťou.

Absolútna magnitúda (M) je magnitúda, ktorú by mala hviezda vo vzdialenosti 10 parsekov (32,6 svetelných rokov) od pozorovateľa. Keď poznáte zdanlivú veľkosť a vzdialenosť k hviezde, môžete nájsť jej absolútnu veľkosť:

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

Najbližšia hviezda k Slnku, Proxima Centauri, malý matný červený trpaslík, má zdanlivú magnitúdu m=-11,3 a absolútnu magnitúdu M=+15,7. Napriek svojej blízkosti k Zemi je možné takúto hviezdu vidieť iba pomocou silného ďalekohľadu. Ešte slabšia hviezda č.359 podľa katalógu Wolf: m=13,5; M = 16,6. Naše Slnko svieti 50 000-krát jasnejšie ako Wolf 359. Hviezda doradus (na južnej pologuli) má len 8. zdanlivú magnitúdu a nie je viditeľná voľným okom, ale jej absolútna hodnota M = -10,6; je miliónkrát jasnejšia ako Slnko. Ak by bola od nás v rovnakej vzdialenosti ako Proxima Centauri, svietila by jasnejšie ako Mesiac pri splne.

Pre Slnko M=4,9. Vo vzdialenosti 10 parsekov bude slnko viditeľné ako slabá hviezda, sotva viditeľná voľným okom.

Predstavte si, že niekde na mori v tme noci ticho bliká svetlo. Ak vám skúsený námorník nevysvetlí, čo to je, často nebudete vedieť: je to buď baterka na prove prechádzajúcej lode, alebo výkonný reflektor zo vzdialeného majáku.

V rovnakej polohe v temná noc Pozeráme sa aj na blikajúce hviezdy. Ich zdanlivá brilantnosť závisí aj od ich skutočnej intenzity osvetlenia, tzv svietivosť a z ich vzdialenosti k nám. Len znalosť vzdialenosti od hviezdy umožňuje vypočítať jej svietivosť v porovnaní so Slnkom. Napríklad svietivosť hviezdy, ktorá je v skutočnosti desaťkrát menej jasná ako Slnko, bude vyjadrená ako 0,1.

Ďalším spôsobom, ako vyjadriť skutočnú svietivosť hviezdy, je vypočítať, aká magnitúda by sa nám javila, keby bola od nás v štandardnej vzdialenosti 32,6. svetelných rokov, teda taký, že by ním za tento čas prešlo svetlo, ktoré sa pohybuje rýchlosťou 300 000 km/sec.

Prijatie takejto štandardnej vzdialenosti sa ukázalo ako vhodné pre rôzne výpočty. Jas hviezdy, ako každého zdroja svetla, sa mení nepriamo úmerne so štvorcom vzdialenosti od nej. Tento zákon nám umožňuje vypočítať absolútne veľkosti alebo svietivosti hviezd, pričom poznáme vzdialenosť k nim.

Keď sa vzdialenosti k hviezdam stali známymi, dokázali sme vypočítať ich svietivosti, to znamená, že sme ich mohli zoradiť a navzájom porovnať za rovnakých podmienok. Treba priznať, že výsledky boli úžasné, keďže sa predtým predpokladalo, že všetky hviezdy sú „podobné nášmu Slnku“. Svietivosti hviezd sa ukázali byť úžasne rozmanité a v našej rade sa nedajú porovnávať so žiadnou líniou priekopníkov.

Uvedieme len extrémne príklady svietivosti vo svete hviezd.

Najslabšia známa dlho bola hviezda, ktorá je 50-tisíckrát slabšia ako Slnko a jej absolútna hodnota svietivosti: +16,6. Neskôr však boli objavené ešte slabšie hviezdy, ktorých svietivosť je v porovnaní so slnkom miliónkrát menšia!

Rozmery vo vesmíre sú klamlivé: Deneb zo Zeme žiari jasnejšie ako Antares, ale Pištoľ nie je vôbec viditeľná. Pozorovateľovi z našej planéty sa však Deneb aj Antares zdajú byť v porovnaní so Slnkom jednoducho bezvýznamné body. Ako je to nesprávne, sa dá posúdiť podľa jednoduchý fakt: Pištoľ vyprodukuje toľko svetla za sekundu, koľko Slnko vyprodukuje za rok!

Na druhom okraji radu hviezd stojí "S" zlatej rybky, viditeľná len v krajinách južnej pologule Zeme ako hviezdička (teda bez ďalekohľadu ani neviditeľná!). V skutočnosti je 400-tisíckrát jasnejší ako Slnko a jeho absolútna hodnota svietivosti je -8,9.

Absolútna Hodnota svietivosti nášho Slnka je +5. Toľko nie! Zo vzdialenosti 32,6 svetelných rokov by sme ho bez ďalekohľadu len ťažko videli.

Ak sa jas obyčajnej sviečky považuje za jas Slnka, potom v porovnaní s ním bude „S“ Dorada silným reflektorom a najslabšia hviezda je slabšia ako najžalostnejšia svetluška.

Hviezdy sú teda vzdialené slnká, ale ich intenzita svetla môže byť úplne iná ako naša hviezda. Obrazne povedané, výmena nášho Slnka za iné by sa musela robiť opatrne. Zo svetla jedného by sme oslepli, vo svetle druhého by sme blúdili ako v šere.

Veľkosti

Keďže oči sú prvým nástrojom merania, musíme to vedieť jednoduché pravidlá, ktoré riadia naše odhady jasu svetelných zdrojov. Naše hodnotenie rozdielov v jase je skôr relatívne ako absolútne. Pri porovnaní dvoch slabých hviezd vidíme, že sa od seba výrazne líšia, ale pre dve jasné hviezdy ten istý rozdiel v jase si nevšimneme, keďže je v porovnaní s celkový počet vyžarované svetlo. Inými slovami, naše oči hodnotia príbuzný, nie absolútne rozdiel v lesku.

Hipparchos ako prvý rozdelil hviezdy viditeľné voľným okom do šiestich tried podľa ich jasnosti. Neskôr bolo toto pravidlo o niečo vylepšené bez zmeny samotného systému. Triedy magnitúdy boli rozdelené tak, že hviezda 1. magnitúdy (priemer 20) by vyprodukovala stokrát viac svetla ako hviezda 6. magnitúdy, čo je pre väčšinu ľudí na hranici viditeľnosti.

Rozdiel jednej magnitúdy sa rovná druhej mocnine 2,512. Rozdiel dvoch magnitúd zodpovedá 6,31 (2,512 na druhú), rozdiel troch magnitúd zodpovedá 15,85 (2,512 na tretiu mocninu), rozdiel štyroch magnitúd zodpovedá 39,82 (2,512 na štvrtú mocninu) a rozdiel päť magnitúdy zodpovedá 100 (2,512 štvorcového piateho stupňa).

Hviezda 6. magnitúdy nám dáva stokrát menej svetla ako hviezda 1. magnitúdy a hviezda 11. magnitúdy je desaťtisíckrát menej. Ak vezmeme hviezdu 21. magnitúdy, tak jej jasnosť bude menšia ako 100 000 000 krát.

Ako je už jasné - absolútna a relatívna jazdná hodnota,
veci sú úplne neporovnateľné. Pre „relatívneho“ pozorovateľa z našej planéty vyzerá Deneb v súhvezdí Labuť asi takto. Ale v skutočnosti by celá obežná dráha Zeme sotva stačila na úplný obvod tejto hviezdy.

Ak chcete správne klasifikovať hviezdy (a všetky sa navzájom líšia), musíte starostlivo zabezpečiť, aby sa v celom intervale medzi susednými hviezdnymi magnitúdami zachoval pomer jasu 2,512. Jednoduchým okom nie je možné robiť takúto prácu, potrebujete špeciálne nástroje, napr fotometre Pickering, používaný ako štandard Polárka alebo dokonca „priemerná“ umelá hviezda.

Pre pohodlie meraní je tiež potrebné oslabiť svetlo veľmi jasných hviezd; to sa dá dosiahnuť buď polarizačným zariadením, alebo pomocou fotometrický klin.

Čisto vizuálne metódy, dokonca ani s pomocou veľkých ďalekohľadov, nedokážu rozšíriť našu stupnicu magnitúdy na slabé hviezdy. Okrem toho by sa metódy vizuálneho merania mali (a môžu) vykonávať iba priamo na ďalekohľade. Preto sa v našej dobe už upustilo od čisto vizuálnej klasifikácie a používa sa metóda fotoanalýzy.

Ako môžete porovnať množstvo svetla prijatého fotografickou platňou od dvoch hviezd rôznej jasnosti? Aby vyzerali rovnako, je potrebné zoslabiť svetlo z jasnejšej hviezdy o známu hodnotu. Najjednoduchší spôsob, ako to urobiť, je umiestniť clonu pred šošovku ďalekohľadu. Množstvo svetla vstupujúceho do teleskopu sa líši v závislosti od oblasti šošovky, takže je možné presne zmerať útlm svetla akejkoľvek hviezdy.

Vyberme si nejakú hviezdu ako štandardnú a odfotografujme ju s plnou clonou ďalekohľadu. Potom určíme, akú clonu treba pri danej expozícii použiť, aby sme pri snímaní svetlejšej hviezdy získali rovnaký obraz ako v prvom prípade. Pomer plôch zmenšených a plných otvorov udáva pomer jasu dvoch objektov.

Táto metóda merania dáva chybu len 0,1 magnitúdy pre akúkoľvek hviezdu v rozsahu od 1. do 18. magnitúdy. Takto získané veličiny sa nazývajú fotovizuálne.

Svietivosť hviezdy, svietivosť hviezdy, teda veľkosť svetelného toku vyžarovaného hviezdou, obsiahnutá v jednotkovom priestorovom uhle. Pojem "svietivosť hviezd" nezodpovedá pojmu "svietivosť" všeobecnej fotometrie. Slnečné žiarenie hviezdy sa môže vzťahovať buď na akúkoľvek oblasť spektra hviezdy (vizuálne slnečné žiarenie hviezdy, fotografické slnečné žiarenie hviezdy atď.), alebo na jej celkové žiarenie (bolometrické slnečné žiarenie hviezdy). Svietivosť hviezdy sa zvyčajne vyjadruje v jednotkách slnečnej svietivosti, ktorá sa rovná 3 · 1027 medzinárodných sviečok alebo 3,8 · 1033 erg/s. Svietivosti jednotlivých hviezd sa od seba veľmi líšia: existujú hviezdy, ktorých bolometrická svietivosť dosahuje pol milióna v jednotkách slnečnej svietivosti (nadobrie hviezdy spektrálnej triedy O), ako aj hviezdy s bolometrickou svietivosťou stotisíckrát menšou ako je svietivosť. Slnko. Predpokladá sa, že existujú hviezdy s ešte nižšou svietivosťou. Spolu s hmotnosťami, polomermi a povrchovými teplotami hviezd sú svietivosti najdôležitejšie vlastnosti hviezdy Spojenie medzi týmito charakteristikami hviezd sa uvažuje v teoretickej astrofyzike. Poloha hviezdy L súvisí s absolútnym veľkosť M závislosť:

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

Pozri tiež čl. hviezdy a rozsvietená. s ňou.

- Svietivosť hviezdy sa nazýva. kritické, ak zodpovedajúca tlaková sila žiarenia na hmotu hviezdy vyvažuje gravitačnú silu. atrakcia...
Fyzická encyklopédia
- v bode na povrchu. jedna z veličín svetla, pomer svetelného toku vychádzajúceho z povrchového prvku k ploche tohto prvku...
Fyzická encyklopédia
- v astronómii celková energia emitovaná zdrojom za jednotku času...
Astronomický slovník
- pomer svetelného toku vyžarovaného svetelným povrchom k ploche tohto povrchu. Jednotka S. - lumen na meter štvorcový. meter...
Veľký encyklopedický polytechnický slovník
- absolútny jas HVIEZDY - množstvo energie vyžarovanej jej povrchom za sekundu. Vyjadrené vo wattoch alebo jednotkách slnečného jasu...
Vedecké a technické encyklopedický slovník
- 1) v astronómii - celkové množstvo energie vyžarovanej vesmírnym objektom za jednotku času. Niekedy sa hovorí o svietivosti v určitom rozsahu vlnových dĺžok, napríklad svietivosť rádia...
Moderná encyklopédia
- pomer svetelného toku vyžarovaného svietiacou plochou k ploche tohto povrchu - povrchová hustota na svetelný tok - svítivost; výrazné osvetlenie - Lichtausstrahlung; Oberflächenleuchtdichte - fajlagos fénykibocsátás...
Stavebný slovník
- Fersman, 1934, - schémy chemikálií spojených alebo možných asociácií. prvky usporiadané vo vertikálnych a horizontálnych radoch, schopné z hľadiska zákonov izomorfizmu nahradiť určitý prvok...
Geologická encyklopédia
- I Svietivosť v bode na povrchu, pomer svetelného toku vychádzajúceho z malého povrchového prvku, ktorý obsahuje daný bod, k ploche tohto prvku. Jedna z ľahkých veličín...
- svietivosť hviezdy, teda veľkosť svetelného toku vyžarovaného hviezdou, obsiahnutá v jednotkovom priestorovom uhle. Pojem "svietivosť hviezdy" nezodpovedá pojmu "svietivosť" všeobecnej fotometrie...
Veľká sovietska encyklopédia
- hviezdy - sila žiarenia...
- hodnota celkového svetelného toku vyžarovaného jednotkovou plochou svetelného zdroja. Merané v lm/m² ...
Veľký encyklopedický slovník
- Cm....
V.I. Dahl. Príslovia ruského ľudu
- svietivosť Pomer svetelného toku vyžarovaného povrchom svetelného zdroja k ploche tohto povrchu...
Slovník Efremová
- svetlo"...
ruský pravopisný slovník
- ...
Slovné formy

"Svietosť hviezd" v knihách

autora

„Poženú nás vpred od hviezdy k hviezde...“ Skladatelia piesní boli vždy bohatí, chybní a citliví ľudia. Vedeli, že so skutočnými básnikmi ako Pasternak, Achmatova alebo Zabolotskij sa zaobchádza bez akejkoľvek úcty, pretože ich texty nemajú nič spoločné s

"Poženú nás vpred od hviezdy k hviezde..."

Z knihy Život a neobyčajné dobrodružstvá spisovateľa Voinoviča (sám povedal) autora Voinovič Vladimír Nikolajevič

„Poženú nás vpred od hviezdy k hviezde...“ Neviem, ako je to teraz, ale vtedy boli skladatelia bohatí, chybní a citliví ľudia. Vedeli, že so skutočnými básnikmi, akými boli Pasternak, Achmatova alebo Zabolotskij, sa zaobchádza bez akejkoľvek úcty, keďže ich texty nie sú

"Poženú nás vpred od hviezdy k hviezde..."

Z knihy autora

"Poženú nás vpred od hviezdy k hviezde..."

Z knihy Autoportrét: Román môjho života autora Voinovič Vladimír Nikolajevič

hviezdy. záhada padajúcej hviezdy

Z knihy Workshop o skutočnom čarodejníctve. ABC čarodejníc autora Nord Nikolaj Ivanovič

hviezdy. Tajomstvo padajúcej hviezdy Existuje populárna viera, že ak niečo želáte padajúcej hviezde a splníte to skôr, ako zhasne, budúci rok sa toto želanie určite splní. Ak to chcete urobiť, skôr ako odbijú hodiny o dvanástej Silvester

Kapitola 4. Jasnosť uvedomenia

Z knihy Oheň zvnútra autora Castaneda Carlos

Úloha 12.1 Hľadanie svietivosti. Štúdium situácií, keď strácame jas

Z knihy Dreaming Workshop of Ravenna. Fáza 1-2 autora Balaban Alexander

Úloha 12.1 Hľadanie svietivosti. Štúdium situácií, keď strácame jas Nájdite obrovskú stavbu a preskúmajte jej vnútro. Osobitná pozornosť venujte pozornosť situácii, v ktorej sa vás budú snažiť „chytiť“. Kľúčovými (archetypálnymi) prvkami môžu byť

Kapitola 4. Jasnosť uvedomenia

Z knihy Carlosa Castanedu, knihy 1-11 (Sofia Publishing House) autora Castaneda Carlos

Kapitola 4: Svetlosť vedomia Don Juan, don Juan a don Genaro sedeli pri stole v dome dona Genara. Práve sme sa vrátili z okolitých hôr, kde sme boli zbierať rastliny. Zrazu don Juan posunul úroveň môjho vedomia. Don Genaro sa na mňa zasmial a zasmial sa. Poznamenal to

SVIETLOSŤ

Z knihy Astronómia od Breithota Jima

SVIETOSŤ Svietivosť hviezdy je mierou jej svetelného výkonu, zvyčajne vyjadrená vo wattoch alebo vo vzťahu k svietivosti Slnka 4 10 26 W. Teda hviezda, ktorej svietivosť je 100-krát väčšia ako svetlo vyžarované Slnkom, vyžaruje svetlo so silou 4?

Diagram "hmotnosti-svietivosti".

Z knihy Veľký Sovietska encyklopédia(MA) autora TSB

Svietivosť (vo fyzike)

TSB

Svietivosť hviezd

Z knihy Veľká sovietska encyklopédia (SV) od autora TSB

Diagram "Spektrum - svietivosť".

Z knihy Veľká sovietska encyklopédia (SP) od autora TSB

4 Svetelnosť vedomia

Z knihy Oheň zvnútra autora Castaneda Carlos

4 Jas vedomia Don Juan, don Juan a don Genaro sedeli pri stole v dome dona Genara. Práve sme sa vrátili z okolitých hôr, kde sme boli zbierať rastliny. Zrazu don Juan posunul úroveň môjho vedomia. Don Genaro sa na mňa zasmial a zasmial sa. Poznamenal ako

Kapitola 7. Svetelnosť

Z knihy Jednoduchá cesta k šťastný život. Denník duše na planéte Zem autora Usmanová Irina Aleksandrovna

Kapitola 7. Svietivosť Ako už bolo povedané, pod pojmom „Sveteľnosť“ rozumiem určitú integrálnu charakteristiku, pomocou ktorej je možné z môjho pohľadu určiť prítomnosť vysokofrekvenčných energií v energii -informačná štruktúra osoby, vlastnosti

Súvisiace články