Luminozitatea stelei, magnitudinea. Luminozitatea stelelor

Capitolul 7. Luminozitatea După cum s-a spus deja, prin termenul „Luminanță” înțeleg o anumită caracteristică integrală, cu ajutorul căreia, din punctul meu de vedere, se poate determina prezența energiilor de înaltă frecvență în energie. -structura informațională a unei persoane, a unei proprietăți

Luminozitatea stelei

Luminozitatea stelară (L) este mai des exprimată în unități de luminozitate solară (4x erg/s). Stelele variază în luminozitate într-o gamă foarte largă. Majoritatea stelelor sunt „pitici” luminozitatea lor este uneori neglijabilă chiar și în comparație cu Soarele. Caracteristica luminozității este „magnitudinea absolută” a stelei. Există și conceptul de „magnitudine aparentă”, care depinde de luminozitatea stelei, de culoare și de distanța până la aceasta. În cele mai multe cazuri, „magnitudinea absolută” este folosită pentru a estima în mod realist dimensiunea stelelor, indiferent cât de departe sunt acestea. Pentru a afla adevărata magnitudine, trebuie doar să plasați stelele la o anumită distanță convențională (să spunem 10 PC-uri). Stelele cu luminozitate mare au valori negative. De exemplu, magnitudinea aparentă a soarelui este -26,8. La o distanță de 10 PC-uri, această magnitudine va fi deja +5 (cele mai slabe stele vizibile cu ochiul liber au o magnitudine de +6).

Raza stelelor

Raza stelelor. Cunoscând temperatura efectivă T ef și luminozitatea L, putem calcula raza R a stelei folosind formula:

bazat pe legea radiației Stefan-Boltzmann (s este constanta lui Stefan). Razele stelelor cu dimensiuni unghiulare mari pot fi măsurate direct folosind interferometre stelare. Pentru stelele binare care eclipsează, pot fi calculate valorile celor mai mari diametre ale componentelor, exprimate ca fracții din semiaxa majoră a orbitei lor relative.

Temperatura suprafeței

Temperatura suprafeței. Distribuția energiei în spectrele corpurilor fierbinți nu este aceeași; În funcție de temperatură, radiația maximă are loc la diferite lungimi de undă, iar culoarea radiației totale se modifică. Studierea acestor efecte într-o stea, studierea distribuției energiei în spectrele stelare și măsurarea indicilor de culoare fac posibilă determinarea temperaturilor acestora. Temperaturile stelelor sunt, de asemenea, determinate de intensități relative unele linii din spectrul lor, ceea ce face posibilă stabilirea clasei spectrale de stele. Clasele spectrale de stele depind de temperatură și, pe măsură ce aceasta scade, sunt desemnate prin literele: O, B, A, F, G, K, M. În plus, o serie laterală de stele de carbon C se ramifică din clasa G. , iar o ramură laterală S se ramifică din clasa K. Stelele din clasa O se disting prin stele mai fierbinți. Cunoscând mecanismul de formare a liniilor în spectre, temperatura poate fi calculată din clasa spectrală dacă este cunoscută accelerația gravitației pe suprafața stelei, care este asociată cu densitatea medie a fotosferei sale și, în consecință, cu mărimea stelei (densitatea poate fi estimată din trăsăturile subtile ale spectrelor). Dependența tipului spectral sau a indicelui de culoare de temperatura efectivă a unei stele se numește scala de temperatură efectivă. Cunoscând temperatura, este posibil să se calculeze teoretic ce proporție din radiația stelei cade pe regiunile invizibile ale spectrului - ultraviolete și infraroșii. Mărimea absolută și o corecție care ține cont de radiația în părțile ultraviolete și infraroșii ale spectrului fac posibilă găsirea luminozității totale a stelei.

Imaginați-vă că undeva în mare, în întunericul nopții, o lumină pâlpâie în liniște. Dacă nu vă explică un marinar experimentat despre ce este vorba, de multe ori nu veți ști: fie este o lanternă pe prova unei bărci care trece, fie un reflector puternic de la un far îndepărtat.

În aceeași poziție în noapte întunecată Ne uităm și la stelele sclipitoare. Al lor strălucire vizibilă depinde de adevărata lor intensitate luminoasă, numită luminozitate, și de la distanța lor față de noi. Doar cunoașterea distanței până la stea permite să-i calculăm luminozitatea în comparație cu Soarele. De exemplu, luminozitatea unei stele care este de zece ori mai puțin strălucitoare în realitate decât Soarele va fi exprimată ca 0,1.

Adevărata intensitate a luminii unei stele poate fi exprimată chiar și diferit, calculând ce magnitudine ne-ar apărea dacă s-ar afla la o distanță standard de 32,6 ani lumină de noi, adică la o astfel de distanță încât lumina călătorește cu o viteză de 300.000. km/sec, l-ar fi depășit în acest timp.

Adoptarea unei astfel de distanțe standard s-a dovedit convenabilă pentru diferite calcule. Strălucirea unei stele, ca orice sursă de lumină, variază invers cu pătratul distanței de la aceasta. Această lege ne permite să calculăm mărimile absolute sau luminozitățile stelelor, cunoscând distanța până la acestea.

Când distanțele până la stele au devenit cunoscute, am putut să le calculăm luminozitățile, adică am putut să le aliniem și să le comparăm între ele în aceleași condiții. Trebuie să recunoaștem că rezultatele au fost uimitoare, deoarece anterior se presupunea că toate stelele sunt „asemănătoare cu Soarele nostru”. Luminozitățile stelelor s-au dovedit a fi uimitor de diverse, iar ele din linia noastră nu pot fi comparate cu nicio linie de pionieri.

Vom da doar exemple extreme de luminozitate în lumea stelelor.

Cea mai slabă cunoscută de mult timp a fost o stea care este de 50 de mii de ori mai slabă decât Soarele, iar valoarea sa absolută a luminozității: +16,6. Totuși, mai târziu au fost descoperite și stele și mai slabe, a căror luminozitate, în comparație cu soarele, este de milioane de ori mai mică!

Dimensiunile în spațiu sunt înșelătoare: Deneb de pe Pământ strălucește mai puternic decât Antares, dar Pistolul nu este vizibil deloc. Cu toate acestea, pentru un observator de pe planeta noastră, atât Deneb, cât și Antares par a fi puncte pur și simplu nesemnificative în comparație cu Soarele. Cât de greșit este acest lucru poate fi judecat după un simplu fapt: un pistol emite la fel de multă lumină pe secundă ca și Soarele într-un an!

Pe cealaltă margine a liniei de stele se află „S” din Peștele de Aur, vizibil doar în țările din emisfera sudică a Pământului sub formă de asterisc (adică nici măcar vizibil fără telescop!). De fapt, este de 400 de mii de ori mai strălucitor decât Soarele, iar valoarea sa absolută a luminozității este -8,9.

Absolut Valoarea luminozității Soarelui nostru este +5. Nu atat de mult! De la o distanță de 32,6 ani lumină, am avea dificultăți să-l vedem fără binoclu.

Dacă luminozitatea unei lumânări obișnuite este considerată luminozitatea Soarelui, atunci, în comparație cu aceasta, „S” din Dorado va fi un reflector puternic, iar cea mai slabă stea este mai slabă decât cel mai jalnic licurici.

Deci, stelele sunt sori îndepărtați, dar intensitatea luminii lor poate fi complet diferită de cea a stelei noastre. Figurat vorbind, schimbarea Soarelui nostru cu altul ar trebui făcută cu prudență. Din lumina unuia am orbi, în lumina celuilalt am rătăci ca în amurg.

Magnitudinele

Deoarece ochii sunt primul instrument de măsurare, trebuie să știm reguli simple, care guvernează estimările noastre cu privire la luminozitatea surselor de lumină. Evaluarea noastră a diferențelor de luminozitate este relativă mai degrabă decât absolută. Comparând două stele slabe, vedem că sunt vizibil diferite una de cealaltă, dar pentru două stele strălucitoare aceeași diferență de luminozitate trece neobservată de noi, deoarece este nesemnificativă în comparație cu cantitatea totală de lumină emisă. Cu alte cuvinte, ochii noștri evaluează relativ, dar nu absolut diferenta de stralucire.

Hipparchus a fost primul care a împărțit stelele vizibile cu ochiul liber în șase clase, în funcție de strălucirea lor. Mai târziu, această regulă a fost oarecum îmbunătățită fără a schimba sistemul în sine. Clasele de magnitudine au fost distribuite astfel încât o stea cu magnitudinea 1 (media 20) să producă de o sută de ori mai multă lumină decât o stea cu magnitudinea 6, care se află la limita vizibilității pentru majoritatea oamenilor.

O diferență de o magnitudine este egală cu pătratul 2,512. O diferență de două magnitudini corespunde la 6,31 (2,512 pătrați), o diferență de trei magnitudini corespunde la 15,85 (2,512 la a treia putere), o diferență de patru magnitudini corespunde la 39,82 (2,512 la a patra putere) și o diferență de cinci magnitudinii corespunde la 100 (2,512 pătrat de gradul cinci).

O stea de magnitudinea 6 ne oferă de o sută de ori mai puțină lumină decât o stea de magnitudinea 1, iar o stea de magnitudinea 11 este de zece mii de ori mai puțină. Dacă luăm o stea de magnitudinea 21, atunci luminozitatea ei va fi mai mică de 100.000.000 de ori.

După cum este deja clar - valoarea de conducere absolută și relativă,
lucrurile sunt complet incomparabile. Pentru un observator „rudă” de pe planeta noastră, Deneb din constelația Cygnus arată cam așa. Dar, de fapt, întreaga orbită a Pământului abia ar fi suficientă pentru a conține complet circumferința acestei stele.

Pentru a clasifica corect stelele (și toate sunt diferite una de cealaltă), trebuie să vă asigurați cu atenție că de-a lungul întregului interval dintre mărimile stelare învecinate se menține un raport de luminozitate de 2,512. Cu un ochi simplu este imposibil să faci o astfel de muncă, ai nevoie de unelte speciale, cum ar fi fotometre Pickering, folosit ca standard Steaua Nordului sau chiar o stea artificială „medie”.

De asemenea, pentru comoditatea măsurătorilor, este necesar să slăbiți lumina stelelor foarte strălucitoare; acest lucru se poate realiza fie cu un dispozitiv de polarizare, fie cu ajutorul pană fotometrică.

Metodele pur vizuale, chiar și cu ajutorul telescoapelor mari, nu pot extinde scara noastră de magnitudine la stelele slabe. În plus, metodele de măsurare vizuală ar trebui (și pot) fi făcute doar direct la telescop. Prin urmare, în vremea noastră, clasificarea pur vizuală a fost deja abandonată și este utilizată metoda fotoanalizei.

Cum poți compara cantitatea de lumină primită de o placă fotografică de la două stele cu strălucire diferită? Pentru a le face să pară la fel, este necesar să se atenueze lumina de la stea mai strălucitoare cu o cantitate cunoscută. Cel mai simplu mod de a face acest lucru este plasarea deschiderii în fața lentilei telescopului. Cantitatea de lumină care intră în telescop variază în funcție de zona lentilei, astfel încât atenuarea luminii oricărei stele poate fi măsurată cu precizie.

Să alegem o stea ca standard și să o fotografiem cu deschiderea completă a telescopului. Apoi vom determina ce diafragmă trebuie utilizată la o anumită expunere pentru a obține aceeași imagine atunci când fotografiați o stea mai strălucitoare ca în primul caz. Raportul dintre zonele găurilor reduse și pline oferă raportul dintre luminozitatea celor două obiecte.

Această metodă de măsurare dă o eroare de numai 0,1 magnitudine pentru orice stea din intervalul de la 1 la 18 magnitudine. Mărimile obţinute în acest fel se numesc fotovizual.

Luminozitate

Multă vreme, astronomii au crezut că diferența de luminozitate aparentă a stelelor era asociată doar cu distanța până la acestea: cu cât steaua este mai departe, cu atât ar trebui să apară mai puțin strălucitoare. Dar când distanțele până la stele au devenit cunoscute, astronomii au descoperit că uneori stelele mai îndepărtate au o luminozitate aparentă mai mare. Aceasta înseamnă că luminozitatea aparentă a stelelor depinde nu numai de distanța lor, ci și de puterea reală a luminii lor, adică de luminozitatea lor. Luminozitatea unei stele depinde de mărimea suprafeței stelelor și de temperatura acesteia. Luminozitatea unei stele își exprimă adevărata intensitate luminoasă în comparație cu intensitatea luminoasă a Soarelui. De exemplu, când se spune că luminozitatea lui Sirius este de 17, aceasta înseamnă că adevărata intensitate a luminii sale este de 17 ori mai mare decât intensitatea Soarelui.

Determinând luminozitatea stelelor, astronomii au descoperit că multe stele sunt de mii de ori mai strălucitoare decât Soarele, de exemplu, luminozitatea lui Deneb (alpha Cygnus) este de 9400. Printre stele se numără cele care emit de sute de mii de ori mai mult. lumină decât Soarele. Un exemplu este steaua simbolizată de litera S în constelația Dorado. Strălucește de 1.000.000 de ori mai strălucitor decât Soarele. Alte stele au aceeași sau aproape aceeași luminozitate ca Soarele nostru, de exemplu, Altair (Alpha Aquila) -8. Există stele a căror luminozitate se exprimă în miimi, adică intensitatea lor luminoasă este de sute de ori mai mică decât cea a Soarelui.

Culoarea, temperatura și compoziția stelelor

Stelele au culori diferite. De exemplu, Vega și Deneb sunt albe, Capella este gălbuie și Betelgeuse este roșiatică. Cu cât temperatura unei stele este mai scăzută, cu atât este mai roșie. Temperatura stelelor albe atinge 30.000 și chiar 100.000 de grade; temperatura stele galbene este de aproximativ 6000 de grade, iar temperatura stelelor roșii este de 3000 de grade și mai jos.

Stelele constau din substanțe gazoase fierbinți: hidrogen, heliu, fier, sodiu, carbon, oxigen și altele.

Un grup de stele

Stelele din vastul spațiu al Galaxiei sunt distribuite destul de uniform. Dar unele dintre ele încă se acumulează în anumite locuri. Desigur, chiar și acolo distanțele dintre stele sunt încă foarte mari. Dar, din cauza distanțelor enorme, astfel de stele situate apropiat arată ca un grup de stele. De aceea se numesc așa. Cel mai faimos dintre grupurile stelare este Pleiadele din constelația Taurului. Cu ochiul liber se pot distinge 6-7 stele în Pleiade, situate foarte aproape una de alta. Printr-un telescop, mai mult de o sută dintre ele sunt vizibile într-o zonă mică. Acesta este unul dintre clusterele în care stelele formează un sistem mai mult sau mai puțin izolat, conectat miscarea generala in spatiu. Diametrul acestui cluster este de aproximativ 50 de ani lumină. Dar chiar și cu apropierea aparentă a stelelor din acest cluster, ele sunt de fapt destul de departe una de cealaltă. În aceeași constelație, înconjurând steaua sa principală - cea mai strălucitoare - roșiatică Al-debaran, există un alt grup de stele, mai împrăștiat - Hiadele.

Unele grupuri de stele apar ca pete neclare la telescoapele slabe. La telescoapele mai puternice, aceste pete, în special spre margini, se despart în stele individuale. Telescoapele mari fac posibilă stabilirea faptului că acestea sunt grupuri de stele deosebit de apropiate, având o formă sferică. Prin urmare, astfel de grupuri sunt numite globulare. În prezent sunt cunoscute peste o sută de grupuri de stele globulare. Toate sunt foarte departe de noi. Fiecare dintre ele este formată din sute de mii de stele.

Întrebarea despre ce este lumea stelelor este aparent una dintre primele întrebări cu care s-a confruntat omenirea încă de la începutul civilizației. Orice persoană care contemplă cerul înstelat conectează involuntar cele mai strălucitoare stele între ele în cele mai simple figuri - pătrate, triunghiuri, cruci, devenind creatorul involuntar al său. propriul card cer înstelat. Strămoșii noștri au urmat aceeași cale, împărțind cerul înstelat în combinații clare de stele numite constelații. În culturile antice găsim referiri la primele constelații, identificate cu simbolurile zeilor sau mituri, care au ajuns până la noi sub forma unor nume poetice - constelația lui Orion, constelația Canes Venatici, constelația Andromeda, etc. Aceste nume păreau să simbolizeze ideile strămoșilor noștri despre eternitatea și imuabilitatea universului, constanța și imuabilitatea armoniei cosmosului.