Как найти энергетическую светимость по графику

Энергетическая
светимость тела
R_Т,
численно равна энергии W, излучаемой
телом во всем диапазоне длин волн (0<<)
с единицы поверхности тела, в единицу
времени, при температуре тела Т,
т.е.

(1)

Испускательная
способность тела
r_,Т
численно равна энергии тела dW_,
излучаемой телом c единицы поверхности
тела, за единицу времени при температуре
тела Т, в диапазоне длин волн от 
до +d,
т.е.

(2)

Эту
величину называют также спектральной
плотностью энергетической светимости
тела.

Энергетическая
светимость связана с испускательной
способностью формулой

(3)

Поглощательная
способность
тела _,T
– число, показывающее, какая доля энергии
излучения, падающего на поверхность
тела, поглощается им в диапазоне длин
волн от 
до +d,
т.е.

.
(4)

Тело,
для которого _,T
= 1
во всем диапазоне длин волн, называется
абсолютно
черным телом (АЧТ).

Тело,
для которого _,T=const<1
во всем
диапазоне длин волн называют серым.

7.3. Закон Кирхгофа

Отношение
испускательной способности тела r_,Т
к его
поглощательной способности
_,T
не зависит
от природы тела и является для всех тел
универсальной функцией длины волны и
температуры, равной испускательной
способности АЧТ, т.е.

.
(5)

Отсюда
следует, что тело, которое сильнее
поглощает какие-либо лучи, будет сильнее
эти лучи и испускать.

7.4. Распределение энергии в спектре абсолютно черного тела

Абсолютно
черных тел в природе не существует. Его
функции может выполнять малое отверстие
в почти замкнутой полости (см. рис. 1).
Излучение, прошедшее внутрь этого
отверстия, прежде чем выйти обратно из
отверстия претерпевает многократные
отражения и практически полностью
поглощается. Поэтому поглощательная
способность для него_,T
= 1
и по закону
Кирхгофа (5) испускательная способность
r_,Т
такого
устройства очень близка к испускательной
способности АЧТ
.

Таким образом,
если стенки полости поддерживать при
некоторой температуре Т, то из отверстия
выйдет излучение, весьма близкое к
излучению AЧТ.

Разлагая полученное
излучение в спектр с помощью дифракционной
решетки и измеряя интенсивность разных
участков спектра, можно найти
экспериментально вид функции
от
(рис. 2).
Площадь, охватываемая кривой, дает
энергетическую светимость АЧТ [см.
формулу (3)]. Из рис. 2 следует, что
энергетическая светимость АЧТ сильно
возрастает с ростом температуры, а длина
волны, соответствующая максимуму
испускательной способности АЧТ, с ростом
температуры сдвигается в сторону более
коротких волн.

7.5. Закон Стефана-Больцмана

Энергетическая
светимость АЧТ пропорциональна четвертой
степени термодинамической температуры

,
(6)

где =5.6710^-8
Вт/(м²К⁴)
– постоянная Стефана-Больцмана.

7.6. Закон смещения Вина

Длина
волны, соответствующая максимальному
значению испускательной способности
АЧТ, с ростом температуры смещается в
сторону меньших длин волн:

, (7)

где b=2.910^-3
мК
– постоянная Вина.

Соседние файлы в папке Методичка Беланов А.С.

• #
• #
• #
• #

Все нагретые тела излучают электромагнитные волны. Это излучение осуществляется за счет преобразования энергии теплового движения частиц тела в энергию излучения и называется Тепловым. Если убыль энергии, уносимой излучением, пополнять сообщением телу соответствующего количества тепла, то излучение можно поддерживать неизменным.

Тепловое излучение является единственным видом излучения, которое может находиться в равновесии с телом, его излучившим. Предположим, что излучающее нагретое тело окружено идеально отражающей, непроницаемой для излучения оболочкой. Тогда излучение, испускаемое телом, не рассеивается по всему пространству, а, отражаясь стенками, сохраняется в пределах полости, падая вновь на излучающее тело и в большей или меньшей степени вновь им поглощается. В таких условиях никакой потери энергии наша система — излучающее тело и излучение — не испытывает. Энергия системы частично содержится в виде энергии излучения (электромагнитных волн), частично в виде внутренней энергии излучающего тела. Если с течением времени распределение энергии между телом и излучением не меняется, то состояние системы будет равновесным. Это равновесие имеет динамический характер, т. к. непрерывно идет процесс излучения и поглощения лучистой энергии, но так, что в единицу времени тело столько же излучает энергии, сколько и поглощает.

Если же в такую замкнутую адиабатную оболочку поместить тела различной температуры, то по истечении достаточно большого промежутка времени между материальными телами в полости и излучением в полости установится термодинамическое равновесие. Все тела будут иметь одинаковую температуру Т, а излучение полости будет равновесным. Это тепловое или равновесное излучение подчиняется определенным общим закономерностям, вытекающим из принципов термодинамики.

Из второго начала термодинамики следует, например, что равновесное излучение не зависит от материала тел, образующих замкнутую термодинамически равновесную систему. Это значит, что плотность энергии излучения, ее распределение по спектру частот и направлениям распространения, а также поляризация излучения не зависят от свойств и природы тел, находящихся в полости, и от свойств и природы стенок полости. Равновесное тепловое излучение изотропно и не поляризовано: все возможные направления распространения излучения представлены с одинаковой вероятностью, а направления векторов и в каждой точке пространства хаотически меняются во времени.

Поскольку излучение находится в тепловом равновесии с телами, находящимися в полости, то можно говорить о температуре не только тел, но и о температуре самого излучения. Введем некоторые величины, характеризующие равновесное излучение в полости. Обозначим через UT объемную плотность энергии излучения, т. е. количество такой энергии в единице объема пространства. Так как она определенным образом распределена по спектру частот, то имеет смысл ввести понятие спектральной плотности энергии равновесного излучения UW,Т, которая будет характеризовать энергию единицы объема электромагнитного поля, распределенную в единичном интервале частот или длин волн. Тогда объемную плотность энергии можно представить в виде:

. (1)

Величины UW, TDW и UL, TDL имеют смысл объемной плотности энергии излучения, приходящейся на интервал частот UW, T и UL, T являются спектральными плотностями объемной плотности энергии излучения. Если речь идет об одном и том же спектральном интервале, представленном в различных формах, то UW, TDW = UL, TDL. При этом l=2pС/w, следовательно, DL/l = DW/W. Опуская знак минус, который указывает, что с возрастанием частоты длина волны убывает, можно написать:

.

В теоретической физике обычно пользуются величиной UW, T, в экспериментальной отдают предпочтение UL, T. В дальнейшем мы будем вести речь только о частотной зависимости функции UW, T.

Утверждение о том, что спектральная плотность энергии равновесного излучения UW, T зависит только от частоты и от температуры, но не зависит от свойств и природы тел, находящихся в полости, а также от природы и свойств стенок полости носит название Первого закона Кирхгофа.

Для характеристики излучающих тел вводятся понятия Энергетической светимости, испускательной и поглощательной способностей.

Энергетической светимостью (Интегральной испускательной способностью) тела называется физическая величина ET , численно равная энергии электромагнитных волн всевозможных частот (или длин волн), излучаемых за единицу времени с единицы площади поверхности тела.

Испускательной способностью или спектральной плотностью энергетической светимости тела называется физическая величина, численно равная отношению энергии DW, излучаемой за единицу времени с единицы площади поверхности тела посредством электромагнитных волн в узком интервале частот от w до w + DW (или длин волн в вакууме от l До l + DL), к ширине этого интервала:

; , (2)

Где С — скорость света в вакууме. Значения EW,T (EL,T ) зависят от частоты (длины волны), температуры, химического состава тела и состояния его поверхности.

Энергетическая светимость тела связана c EW,T и EL,T Соотношением:

. (3)

Поглощательной способностью (монохроматическим коэффициентом поглощения) тела называется безразмерная величина АW,T, показывающая, какая доля энергии электромагнитных волн с частотами от w до w + DW, падающих на поверхность тела, поглощается им:

.

Значение АW,T зависит от частоты, температуры, химического состава тела и состояния его поверхности.

Абсолютно черным называется тело, которое полностью поглощает все падающее на него излучение независимо от направления падающего излучения, его спектрального состава и поляризации, так что для него АW,T º 1.

Абсолютно черных тел в природе не существует. Наилучшим приближением к абсолютно черному телу является замкнутая полость, в непрозрачной стенке которой сделано малое отверстие. Свет, попадающий внутрь полости через отверстие, претерпевает многократные отражения от стенок и практически полностью поглощается стенками полости независимо от их материала. Если стенки полости поддерживать при постоянной температуре, то при достаточно малых размерах отверстия в полости установится излучение, очень мало отличающееся от равновесного. Поэтому равновесное излучение часто называют черным излучением. Через отверстие будет выходить практически такое же излучение, какое испускалось бы абсолютно черной площадкой той же формы и размеров. Испускательная способность абсолютно черного тела обозначается далее ew,T (или el,T), а его энергетическая светимость eT.

Серым называется тело, поглощательная способность которого меньше единицы и не зависит от частоты (длины волны) света, направления его распространения и поляризации, а зависит только от температуры тела.

Согласно второму закону Кирхгофа, отношение испускательной способности тела к его поглощательной способности не зависит от природы тела и равно испускательной способности абсолютно черного тела ew,T при тех же значениях температуры и частоты:

. (4)

Из закона Кирхгофа следует, что испускательная способность тела тем больше, чем больше его поглощательная способность. А так как величина АW,T не может быть больше единицы, то из всех тел при одной и той же температуре абсолютно черное тело обладает наибольшей испускательной способностью. Кроме того, любое тело при данной температуре излучает преимущественно лучи таких длин волн, которые оно при той же температуре сильнее всего поглощает.

Используя закон Кирхгофа, можно написать, что энергетическая светимость тела равна

.

В частности, энергетическая светимость серого тела:

,

Где

— энергетическая светимость абсолютно черного тела при той же температуре. Для несерого тела в узком интервале температур также можно приближенно написать:

, (5)

Где a — интегральная степень черноты тела, которая зависит от материала тела, состояния его поверхности и температуры. Для всех тел, кроме абсолютно черного a < 1.

Испускательная способность абсолютно черного тела ew,T связана со спектральной плотностью равновесного излучения UW,T определенным соотношением. Подсчитаем поток энергии, падающий на единичную площадку, расположенную внутри замкнутой полости c идеально отражающими стенками, заполненной равновесным излучением со средней плотностью UW,T . Пусть излучение падает на эту площадку в направлении, определяемом углами q и j в пределах телесного угла DW. Так как равновесное излучение распределено изотропно, то в данном телесном угле распространяется доля равная

DW/4p от всей энергии, заполняющей полость. Поток электромагнитной энергии, проходящей через перпендикулярную направлению движения потока энергии единичную площадку в единицу времени, запишется так:

.

Подставляя в полученное выражение значение телесного угла DW = sinqDQDJ и интегрируя по j в пределах (0, 2p) и по q в пределах (0, p/2), получим полный поток энергии, падающий на единичную площадку:

.

В условиях равновесия надо приравнять этот полный поток испускательной способности абсолютно черного тела ew,T, характеризующий поток энергии, излучаемый единичной площадкой в единичном интервале частот вблизи w, т. е.

. (6)

Следовательно, закон Кирхгофа в общем виде можно записать так:

. (7)

Отсюда следует, что в состоянии равновесия поглощаемая в единицу времени участком поверхности энергия излучения должна быть равна энергии, излучаемой в тот же промежуток времени тем же участком поверхности. Зная универсальную функций UW,T можно по поглощательной способности определить спектральную плотность энергетической светимости.

Задача нахождения универсальной функции UW,T свелась к определению закона излучения абсолютно черного тела. Излучение, исходящее из отверстия в оболочке полости, стенки которой поддерживаются при постоянной температуре с достаточно большой точностью может рассматриваться как излучение абсолютно черного тела. Его излучение позволяет найти ew,T и с помощью (6) вычислить UW,T.

Классическая физика оказалась не в состоянии объяснить теоретически вид функции UW,T, определенной из эксперимента. Предельные случаи UW,T при достаточно малых и достаточно больших частотах были теоретически обоснованы формулами Рэлея-Джинса и Вина. Общая формула была найдена Планком. Она положила начало развитию квантовой теории.

В рамках классической физики к равновесному излучению в полости применяется один из основных законов классической статистической физики — теорема о равномерном распределении энергии по степеням свободы. Т. о., задача о нахождении вида функции UW,T сводится к определению числа степеней свободы в полости. Поскольку равновесное излучение в полости не зависит от ее формы, материала стенок, то можно предположить, что полость имеет форму куба с ребром L, а равновесное излучение в такой полости можно рассматривать как систему стоячих электромагнитных волн. Стоячая волна может возникнуть лишь в том случае, если бегущая волна после отражения от двух противоположных граней куба и прохождения пути 2L, возвращается в исходную точку с фазой, отличающейся от первоначальной на 2pN, , где N = 1,2… целое число. Не ограничивая общности, можно считать, что двухкратное отражение от граней либо не вносит в фазу волны каких-либо изменений, либо изменяет фазу на 2p. Поэтому условие образования стоячих волн в каждом из измерений куба имеет вид:

, , ,

Где Nx, Ny, Nz — целые числа.

Число волн DN , волновые числа которых заключены между (Kx,Kx + Dkx), (Ky,Ky + Dky), (Kz,Kz + Dkz) равно числу целых чисел, заключенных в интервале (Nx, Nx + Dnx), (Ny, Ny + Dny), (Nz, Nz + Dnz) поэтому

DN = Dnxdnydnz = (L/p)3Dkxdkydkz . (8)

Расчет удобно вести в сферических координатах, считая, что по осям декартовой системы координат отложены Kx, Ky, Kz. Представляя в сферических координатах объем элемента как объем шарового слоя радиусом K и толщиной Dk и считая числа Dkx, Dky, Dkz положительными, т. е. рассматривая только 1/8 слоя, выражение (8) можно переписать так:

.

Учитывая, что K = w/C , находим концентрацию стоячих волн:

.

Поскольку электромагнитная волна обладает двумя возможными поляризациями, то полная концентрация стоячих волн в два раза больше и равна:

.

Каждая из стоячих волн называется Модой колебаний, а число мод равно числу степеней свободы системы. Если <e> является средней энергией, приходящейся па одну степень свободы, то плотность энергии стоячих волн равна:

. (9)

Нахождение функции UW,Т свелось к определению средней энергии моды колебаний.

Формула Рэлея-Джинса.

По теореме о равнораспределении энергии по степеням свободы на одну степень свободы в классической статистической системе приходится энергия KT/2. У гармонического осциллятора, описывающего одну моду колебаний, средняя кинетическая энергия равна средней потенциальной и поэтому его средняя энергия равна KT. В результате получим:

. (10)

Равенство (10) называется Формулой Рэлея—Джинса. Она хорошо согласуется с опытом при малых частотах. Но при w®¥ получается недопустимое соотношение: UW,T Þ ¥ . Кроме того, полная объемная плотность излучения также стремится в бесконечность. Этот результат, получивший название ультрафиолетовой катастрофы, находится в разительном противоречии с опытом.

Формула Вина.

Вин предположил, что каждая мода колебаний является носителем энергии e(w), но не все моды данной частоты возбуждены. Относительное число DN/N — возбужденных мод дается распределением Больцмана;

DN/N = E-e(w)/KT.

Откуда для средней энергии, приходящейся на моды с частотой w, находим

. (11)

Из общих термодинамических соображений Вин заключил, что энергия моды частотой w пропорциональна частоте, т. е. (коэффициент пропорциональности дан в современных обозначениях в виде постоянной Планка, которая в то время не была известна). Тогда формула (9) c учетом (11) принимает вид:

. (12)

Эта формула носит название формулы Вина и хорошо согласуется с опытом в области достаточно больших частот.

Формула Планка.

Правильная формула спектральной плотности энергии равновесного излучения, подтвержденная всеми экспериментальными исследованиями, была найдена Планком полуэмпирическим путем. Затем Планк сделал теоретический вывод этой формулы, изложенной им 14 декабря 1900 г. на заседании Немецкого физического Общества. Этот день считается днем рождения новой — квантовой физики.

Основная гипотеза Планка состояла в том, что излучение и поглощение света веществом происходит не непрерывно, а конечными порциями, называемыми квантами света или квантами энергии. Если придерживаться метода, который был использован для вывода формулы Рэлея-Джинса, то гипотезу Планка удобно взять в следующей форме: энергия гармонического осциллятора может принимать не произвольные, а только избранные значения, образующие дискретный ряд: 0, eО, 2eО, 3eО ,…., где eО — определенная величина, зависящая только от собственной частота w осциллятора. Здесь под осциллятором понимается не только частица, способная совершать гармонические свободные колебания, но и стоячая волна определенной частоты в полости.

Если осциллятор находится в полости, стенки которой поддерживаются при постоянной температуре, то наряду с излучением будут происходить и акты поглощения, в результате которых возбуждаются и высшие энергетические уровни. Установится определенное состояние детального равновесия, в котором число актов излучения в среднем равно числу обратных актов поглощения. В этом состоянии будут возбуждены все энергетические уровни, но с различными вероятностями. Поэтому дли нахождения функции UW,T нужно было определить среднюю энергию осциллятора в состоянии статистического равновесия.

По теореме Больцмана вероятности возбуждения энергетических уровней осциллятора пропорциональны величинам:

, ,

Поэтому

,

Где введено обозначение X = E0/(KT). Значение знаменателя определяется

.

Числитель находится дифференцированием этой формулы по X:

И, следовательно,

.

Подставив это значение в формулу (9), найдем

. (13)

Величину e0 Планк определил из требования, чтобы последнее выражение удовлетворяло общей термодинамической формуле Вина:

, т. е. .

Так как e0 есть характеристика только самого осциллятора, поэтому она не может зависеть от температуры Т, а должна зависеть только от собственной частоты осциллятора. В таком случае, чтобы левая часть последнего равенства была функцией только аргумента w/T необходимо и достаточно, чтобы

, (14)

Где  = 1,054 10-34Дж×с — постоянная Планка.

Если выражение (14) подставить в (13), то и получится формула Планка:

. (15)

При << KT (малых частотах) формула (15) переходит в формулу Рэлея-Джинса, а при >> KT (больших частотах) — в формулу Вина (12).

Закон Стефана-Больцмана.

Интегрируя функцию Планка по всем частотам, получим полную объемную плотность излучения:

Или UT  =  AT4 , где 7,56×10-16 Дж м-3 K-4.

Переходя к энергетической светимости абсолютно черного тела с учетом (6), последнее соотношение перепишем так:

ET = sT4, (16)

Где s = Ac/4 = 5,67 10-8 Вт м-3 K-4 носит название Постоянной Стефана—Больцмана, а соотношение (16) описывает Закон Стефана—Больцмана.

Закон смещения Вина.

Максимум спектральной плотности излучения может быть найден из формулы (15). Однако положение максимума зависит от того, в какой шкале определяется спектральная плотность. Как указывалось, на практике обычно пользуются шкалой длин волн и функцией спектральной плотности энергетической светимости излучающего тела el, T. Для абсолютно черного тела, с учетом (6) и (2), формула Планка для этой функции принимает вид:

, (17)

Где с1 = 2pHc2 И С2 =  Hc/K — постоянные.

Функция el,T описывает так называемый спектр излучения абсолютно черного тела, вид которого для различных температур представлен на рис. 1.

Рис. 1

Площади, ограниченные кривыми графиков, определяют энергетические светимости при различных температурах. Положение максимума спектральной плотности энергетической светимости определяется из условия DEl,T/DL = 0, дающего для определениях lМах трансцендентное уравнение 5 = Xex (Ex-1), где

.

Решением этого уравнения является X = 4,865, что приводит к выражению

LMaxT = Ch/Kx = B , (18)

Где b @ 0,0029 мK — постоянная cмещения Вина, а само соотношение называется Законом смещения Вина. Как видно из рис. 1, при повышении температуры тела максимум el,Т смещается в сторону меньших длин волн в соответствии о законом смещения Вина. Максимальное значение спектральной плотности энергетической светимости согласно (17) и (18) изменяется с температурой по следующему закону:

ElMax,Т = С3×T5,

Где

Вт/(м2 мкм K5). (19)

Что такое светимость звёзд

Звезды, как и все космические объекты, в астрономии имеют свои характеристики. Светимость является одним из главных показателей для изучения и анализа звезд. Этот параметр связывает физические и химические свойства и позволяет определить тип и класс астрономического тела.

Внутри звезд, в плотном ядре, возникают ядерные реакции, за счет них и появляется свечение.  Источником выброса энергии являются атомы водорода, которые под воздействием давления и высоких температур превращаются в гелий. Высокая температура на поверхности звезд позволяет и более тяжелым частицам участвовать в термоядерных процессах. Такой синтез наблюдается на звездах-гигантах, где выбросы энергии значительно сильнее.

Светимость определяет энергетическую мощность звезд, и показывает количество произведенной энергии за единицу времени. Измеряется светимость в системе СИ в Дж/с или Вт, в системе СГС – эрг/с; астрономы выражают эту величину в единицах светимости Солнца.

Важно не путать два похожих понятия — яркость и светимость звезд. Яркость является видимой характеристикой и зависит от расстояния между объектом и точкой наблюдения, а также от поглощения света на этом отрезке. Светимость показывает энергию звезды и связана с площадью её поверхности, является объективной величиной не зависит от удаленности объекта.

От чего зависит светимость звезд

Светимость звезд зависит от двух показателей – температуры и радиуса звезды. Чем выше температура, горячее звезда, и чем больше площадь этого астрономического тела, тем мощнее выброс энергии.

Как определяется светимость звезд

Приближенная величина светимости рассчитывается по формуле –

,

где R – радиус звезды, T – температура её поверхности,  – постоянная Стефана-Больцмана.
Следовательно, из формулы, можно указать зависимость светимости звезд от двух параметров – это размер и температура. Зная эти величины звезды, возможно рассчитать светимость, или наоборот если известна величина светимости — один из параметров, температуру или размер.

Светимость и температура звезд

Звезду можно сравнить с горячим газовым шаром, который разогревается ядерными реакциями. Как известно, цвет любого тела зависит от температуры, до которой оно нагревается.

Температуру и плотность внутри звезд получают теоретически, исходя из массы и светимости. Зная спектральный класс можно определить температуру ее поверхности. Различные температуры на поверхности и в атмосфере звезд, также влияют на их спектр цветов. Самые горячие звезды голубого или белого цвета, менее горячие – желтого, более холодные – красного. Чем горячее звезда, тем больше показатель светимости этого объекта.

Зависимость светимости от температуры звезды можно увидеть на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. На диаграмме объекты располагаются, исходя из их светимости и температуры.

Светимость и масса звезды

Такие параметры как светимость и масса имеют прямую связь между собой. На координатной плоскости Герцшпрунга-Рассела обнаруживается эта зависимость. Тела звезд большой массы в среднем имеют больший показатель светимости. Чем ярче светит звезда, тем больше заключено в ней вещества, тем выше температура, которая может быть достигнута в ее недрах. Атомные реакции внутри звезды интенсивнее, выделяется больше энергии, а светимость увеличивается.

Для одиночных звезд нет возможности определить массу. Для этого необходимо, чтобы у звезды была пара и известно расстояние до неё. Сначала рассчитывается сумма масс всех звезд, после, учитывая другие параметры, сумма делится взвешенно. Массивность звезд можно установить по их светимости.

Диаграмма светимости звезд

Каждая звезда уникальна и неповторима и имеет свой жизненный цикл. В космическом пространстве появляются новые звезды, а старые умирают. На плоскости Герцшпрунга-Рассела эволюция звезд упорядочена.

Существует несколько версий диаграммы, но схема представления одна. Звезды располагаются на системе координат, по вертикальной оси их положение зависит от силы свечения, а по горизонтальной оси от значений температуры.

Звезды, у которых светимость больше расположены в верхней части, с высокой температурой – в левой части. Основная часть звезд располагается на главной последовательности. В правом углу над главной линией – звезды с большой яркостью, но с низкой температурой (красные). Здесь собираются гиганты и сверхгиганты. Ниже главной линии звезды голубого и белого цветов, от них исходит мало света, здесь сосредоточены белые карлики.

Координатная плоскость Г-Р стала иллюстрацией закономерности между энергией и излучением звезды.

Основной мерой светимости является абсолютная звездная величина (М_v), которая зависит от расстояния до астрономического тела. Если отнести светило на условное расстояние 10 пс (примерно в 2 млн. раз больше расстояния от Солнца до Земли), то его величина будет называться абсолютной. Если известна величина М, то светимость вычисляется по формуле

где L — светимость звезды,  – ее абсолютная звездная величина,  – абсолютная звездная величина Солнца.

График Герцшпрунга-Рассела связывает абсолютную звездную величину, и такие параметры как — температура, спектр излучения и светимость.

Классы светимости звезд

Классификация Гарвардской обсерватории, созданная в начале XX века, стала основой современной спектральной классификации. Позднее, после обнаружения зависимости между спектром и температурой, эта классификация была пересмотрена.

Спектральные классы называются латинскими буквами – O, B, A, F, G, K, M. Классы состоят из подклассов, и определяются температурой звезд. Обозначаются 0 до 9, где 0 – это звезды с самой высокой температурой, 9 – с самой низкой.

В начале XX века появилась йеркская спектральная классификация, в соответствии с которой учитывается светимость звезды для определения её к гарвардскому спектральному классу.

Разделение базируется на интенсивности их излучения, абсолютной звездной величине, особенностях спектра, который также зависит от температуры, массы, плотности объекта. Спектральные классы помогают астрономам определить главные свойства и особенности звезд.

Символы от 0 до VII принадлежат классам светимости по йеркской спектральной классификации и делятся от гипергигантов (0 класс) до белых карликов (VII класс), абсолютная звездная величина изменяется от -10 до +15. Выделяют также сверхгигантов, ярких гигантов, гигантов, субгигантов, карликов, субкарликов, белых карликов.

Йеркская спектральная классификация позволяет по виду спектра звезды определить расстояние до нее, с помощью формулы спектрального параллакса и светимости.

Каждое светило является неповторимым объектом, поэтому дополнительные буквенные обозначения указывают на особенности космического тела. Например, к карликам добавляется d, свергигантам – с, гигантам – g, субгигантам – sg, белым карликам – wd.

На графике Герцшпрунга-Рассела звезды группируются по классу светимости и создают скопления – например, область красных гигантов, субкарликов, белых карликов.

Спектр светимости звезд

Космические светила различаются физическими и химическими свойствам своих атмосфер. Разница этих свойств определяет вид спектра излучения. Химические элементы излучают энергию на разных длинах волн.

По спектру звезд определяются — светимость, расстояние до нее, температура и другие физические характеристики. Группировка звезд по спектру излучения определяется по частоте энергии или по длине волны излучения. Распределение звезд по типам спектра проводится с помощью спектрального аппарата, он размещает свет звезды исходя из длин волн в области спектра.

Существует много способов изучения звезд, с помощью смещения спектра в какую-либо сторону, например, сопоставление со спектром черного объекта или раздвоения линий наложения.

Спектр звезд зависит от температуры — изменяется состояние атомов и молекул в их атмосферах. Излучение холодных звезд ближе к красному диапазону спектра, горячие звезды стремятся к голубому цвету.

Передача энергии звезд не является непрерывной, при анализе спектра появляются темные и яркие линии, узкие и широкие. Характер и особенности этих линий помогают определить какие типы атомов находятся в атмосферах звезд. Впервые линии поглощения были обнаружены при наблюдении за спектром Солнца. Яркие линии возникают из-за наличия газа на поверхности звезды.

Звезды малой светимости

Звезды, которые относятся карликам и субкарликам, обладают малой светимостью. Это остывающие звезды. К таким космическим объектам относится большая часть звезд. На координатной плоскости Г-Р они находятся на главной последовательности и под ней. Относятся к классу светимости V- VII. Известные звезды малой светимости — звезда Процион, является белым карликом; Альфа Центавра В — оранжевым карликом. Эти звезды малого размера, ядерные реакции на этих астрономических объектах очень слабые.

Самой маленькой звездой, находящейся всего в 40 световых лет от Земли, является 2МASSJ0523-1403, ее масса составляет всего 8% от массы Солнца, а радиус меньше 60 000 км. Эта звезда имеет предельную массу для возникновения термоядерных реакций. Светимость этого объекта в 8 000 раз меньше солнечной.

Звезды большой светимости

Гиганты и сверхгиганты имеют высокую светимость. На диаграмме Г-Р они располагаются выше главной последовательности. Эти звезды соответствуют классам светимости I-VI и имеют большие размеры и температуру. Выделение термоядерной энергии на поверхности таких звезд идет с большой скоростью, в реакцию вступают не только водород и гелий, но и тяжелые металлы. Пример звезда-гигант – Антарес, сверхгиганта —  Бетельгейзе.

Самая известная массивная звезда –гипергигант R136a1. Этот астрономический объект относится к редкому классу и является голубым гигантом. Радиус этого великана в 36 раз больше радиуса Солнца, а светимость выше в миллионы раз. Эта звезда находится на расстоянии 165000 световых лет, поэтому без специального телескопа ее невозможно увидеть с Земли.

Светимость Солнца

Солнце самая близкая к нашей планете звезда, которое дает нам свет и тепло. Изучение этого космического объекта помогло астрофизикам детальнее узнать о глобальных свойствах и процессах, которые происходят на других недосягаемых звездах.

Энергия, выделяемая солнцем, называется солнечной постоянной. В результате тщательных измерений ученым удалось установить, что солнечная постоянная равна 1400 Вт/м², этот параметр с течением времени не изменяется. Зная эту величину можно вычислить светимость Солнца, она примерно равна 4×10²⁶ Вт.

На диаграмме Г-Р Солнце располагается на главной последовательности и является желтым карликом. Наше светило имеет средние физические параметры и находится в состоянии равновесия, оно не меняет своих размеров в течение многих миллиардов лет. Если сравнивать нашу звезду с гигантами, то они в тысячи раз крупнее Солнца, а радиус звезд-карликов намного меньше. Преобладающим химическим элементом на Солнце является водород, примерно 25% занимает гелий. Светимость других звезд астрономы представляют в сопоставлении с единицами светимости Солнца.

Использование светимости в астрономии

Светимость звезд тесно связана с такими параметрами как масса, температура, площадь, а также косвенно с химическим составом. Чем меньше в атмосфере звезды элементов, которые тяжелее водорода и гелия, тем больше массы может она может набрать, и интенсивность ядерных реакций увеличится. Определив мощность излучения звезд, можно узнать на каком этапе эволюции находится звезда, оценить ее величину и примерное расстояние до объекта.

В силу своей универсальности светимость используется на многих схемах и графиках астрономов, по которым можно сравнить звезды, иметь представление об их этапе цикла существования.