Как найти светимость звезды от солнца

Звезды выбрасывают в открытый космос громадное количество энергии, почти полностью представленной разными видами лучей. Суммарная энергия излучения светила, испускаемая за отрезок времени — это и есть светимость звезды. Показатель светимости очень важен для изучения светил, поскольку зависит от всех характеристик звезды.

Простые тонкости светимости

Первое, что стоит отметить, говоря о светимости звезды — ее легко спутать с другими параметрами светила. Но в деле все очень просто — надо только знать, за что отвечает каждая характеристика.

Светимость звезды (L) отражает в первую очередь количество энергии, излучаемой звездой — и потому измеряется в ваттах, как и любая другая количественная характеристика энергии. Это объективная величина: она не меняется при перемещении наблюдателя. У Солнца этот параметр составляет 3,82 × 10²⁶ Вт. Показатель яркости нашего светила часто используется для измерения светимости других звезд, что куда удобнее для сопоставления — тогда он отмечается как L_☉, (☉— это графический символ Солнца.)

• Светимость часто путают с видимой звездной величиной (m), которая описывает количество энергии, видимое наблюдателем — проще говоря, насколько ярко видно от или иной объект в определенной точке Вселенной. (Еще этот параметр называют блеском). Звездная величина безразмерная — измеряется условными единицами, и чем меньше показатель, тем ярче объект. Также величина субъективная — расстояние от светящегося объекта значит больше, чем его истинная светимость.

  Материалы по теме

• К примеру, звездная величина Солнца на Земле — −26,7, а звезды Арктур, самого яркого светила созвездия Волопас — −0,05. При этом Арктур в 210 раз ярче и в 25 раз больше нашего светила! Поэтому звездная величина применяется астрономами преимущественно во время земных наблюдений — так проще классифицировать звезды и искать их на звездном небе. Также она заложена в компьютеры беспилотных космических аппаратов, которые ориентируются в пространстве по звездным картам.
• Более объективной, но не синонимичной светимости является абсолютная звездная величина (M). Это звездная величина светила, видимая на расстоянии 10 парсек. Чаще всего используется болометрическая абсолютная величина — то есть учитывающая все спектры излучения звезды: рентгеновский, ультрафиолетовый и т. д. У Солнца этот параметр составляет +4,7, когда у Арктура — −0,38. Абсолютная величина используется астрономами для вычисления светимости звезды.

Очевидно, что наиболее информативной и универсальной характеристикой среди вышеперечисленных является светимость. Так как этот параметр отображает интенсивность излучения звезды наиболее подробно, с его помощью можно узнать многие характеристики звезды — от размера и массы до интенсивности ядерных реакций.

Светимость от А до Я

Источник излучения в звезде искать долго не приходится. Вся энергия, которая может покинуть светило, создается в процессе термоядерных реакций синтеза в звездном ядре. Атомы водорода, сливаясь под давлением гравитации в гелий, высвобождают громадное количество энергии. А в звездах помассивнее «горит» не только водород, но и гелий — порой даже более массивные элементы, вплоть до железа. Энергии тогда получается в разы больше.

Количество энергии, выделяемой во время ядерной реакции, напрямую зависит от массы звезды — чем она больше, тем сильнее гравитация сжимает ядро светила, и тем больше водорода одновременно превращается в гелий. Но не одна ядерная энергия определяет светимость звезды — ведь ее надо еще излучать наружу.

И тут вступает в игру площадь излучения. Ее влияние в процессе передачи энергии очень велико, что легко проверяется даже в быту. Лампа накаливания, нить которой нагревается до 2800 °C, за 8 часов работы существенно не изменит температуру в помещении — а обычная батарея температурой в 50–80 °C сумеет прогреть комнату до ощутимой духоты. Разницу в эффективности обуславливают отличия в количестве поверхности, излучающей энергию.

Соотношение площади ядра звезды и ее поверхности часто бывает соизмеримо с пропорциями нити лампочки и батареи — поперечник ядра красного сверхгиганта может составлять всего одну десятитысячную общего диаметра звезды. Таким образом, на светимость звезды серьезно влияет площадь ее излучающей поверхности — то есть поверхности самой звезды. Температура тут оказывается не столь существенной. Накал поверхности звезды Альдебаран на 40% меньше температуры фотосферы Солнца — но из-за больших размеров, ее светимость превышает солнечную в 150 раз.

Получается, в вычислениях светимости звезды роль размеров важнее температуры и энергии ядра? На самом деле нет. Голубые гиганты с высокой светимостью и температурой обладают схожей светимостью с красными сверхгигантами, которые намного больше размерами. Кроме того, самая массивная и одна из наиболее горячих звезд, R136a1, обладает самой высокой яркостью среди всех известных звезд. До открытия нового рекордсмена, это ставит точку в дискуссии о наиболее важном для светимости параметре.

Использование светимости в астрономии

Таким образом, светимость достаточно точно отражает как и энергию звезды, так и площадь ее поверхности — поэтому она задействована во многих классификационных диаграммах, используемых астрономами для сравнения звезд. Среди них стоить выделить диаграмму Герцшпрунга-Рассела, отображающую интересные закономерности в распределении звезд во Вселенной — например, по ней легко определить возраст звезды. Также на светимости базируется йеркская спектральная классификация звезд — именно в ней фигурируют такие термины «белые карлики» или «сверхгиганты».

Абзацем выше упоминалось о том, как температура звезды влияет на светимость. Эту зависимость астрономы используют для выяснения параметров звезды — особенно тогда, когда цвет, самый точный индикатор нагрева объекта, искажается гравитацией. Также яркость звезды косвенно связана с ее составом. Чем меньше в веществе светила элементов, тяжелее гелия и водорода, тем больше она может набрать массы — критической характеристики в определении яркости звезды.

Видимые звездные
величины ничего не говорят ни об общей
энергии, излучаемой звездой, ни о яркости
ее поверхности. Действительно, вследствие
различия в расстояниях маленькая,
сравнительно холодная звезда только
из-за своей относительно большой близости
к нам может иметь значительно меньшую
видимую звездную величину (т.е. казаться
ярче), чем далекий горячий гигант.

Если расстояния
до двух звезд известны, то на основании
их видимых звездных величин легко найти
отношение излучаемых ими действительных
световых потоков. Для этого достаточно
освещенности, создаваемые этими звездами,
отнести к общему для всех звезд
стандартному расстоянию. В качестве
такого расстояния принимается 10 пс.

Звездная величина,
которую имела бы звезда, если ее наблюдать
с расстояния в 10 пс,
называется абсолютной
звездной величиной.
Как и видимые, абсолютные звездные
величины могут быть визуальными,
фотографическими и т.д.

Пусть видимая
звездная величина некоторой звезды
равна m, а расстояние
ее от наблюдателя составляет r
пс. По определению, звездная
величина с расстояния 10 пс будет
равна абсолютной звездной величине М.
Применяя к m и М
формулу (5.5), получим:

_,
где Е и Е₁₀ —
соответственно освещенности от звезды
с расстояния r пс
и 10 пс. Поскольку освещенности
обратно пропорциональны квадратам
расстояний, то

.
Подставив это равенство в предыдущее
и выполнив преобразования, получим

M = m + 5  5 lg r.

(5.7)

Формула (5.7) позволяет
найти абсолютную звездную величину М,
если известна видимая звездная величина
объекта m
и расстояние до него r,
выраженное в парсеках. Если же абсолютная
звездная величина известна из каких-нибудь
других соображений, то, зная видимую
звездную величину, легко найти выраженное
в парсеках расстояние из условия

lg r = 1 + 0,2 (m — M).

(5.8)

Величина (m
— М) называется
модулем
расстояния.

Если
в соотношение (5.7) подставить видимую
звездную величину Солнца, а также
расстояние до него в парсеках, то получим,
что абсолютная звездная величина Солнца
М_=
4^m,8.

Найдем связь между
абсолютной звездной величиной и
светимостью звезды. Для этого поместим
две звезды на расстояние 10 пс от
наблюдателя и применим для них формулу
Погсона (5.5):

.

(5.9)

Если взять в
качестве второй звезды Солнце и принять
светимость Солнца за единицу, то с учетом
соотношения (5.9) получим

.

(5.10)

Отсюда
светимость звезды L
(выраженная в светимостях Солнца)

,

(5.11)

где
M
— абсолютная
звездная величина звезды.

§ 5.4. Основы колориметрии

Наиболее полной
информацией об излучении звезды является
распределение энергии в ее спектре,
выраженное в абсолютных энергетических
единицах. Однако достаточно точные
спектрофотометрические измерения можно
осуществить лишь для сравнительно
небольшого числа звезд, поток излучения
от которых наибольший. В тех случаях,
когда это удается сделать, оказывается,
что звезды излучают не по закону Планка,
причем нередко отличие сильнее, чем в
случае Солнца.

Для слабых звезд,
излучение которых удается зарегистрировать
лишь в широком участке спектра,
единственным источником информации
остается поток излучения, определяющий
их звездные величины.

Некоторое
представление о распределении энергии
в спектре звезд можно получить, если
измерять поток их излучения в различных
частях спектра, пользуясь светофильтрами.
Так получаются различные системы
звездных величин.

Звездные величины,
полученные в результате применения
визуальных фотометров или путем
глазомерных оценок, называются
визуальными.
До изобретения фотографии и применения
ее в астрономии визуальные методы
определения звездных величин были
единственным способом фотометрии звезд.
Сейчас этот метод играет меньшую роль,
хотя его и применяют при исследовании
переменных звезд.

Звездные величины,
которые получаются методом фотометрических
измерений изображений звезд, полученных
на фотопластинках, называются
фотографическими
звездными
величинами.

Наиболее точные
современные определения потока излучения
от звезд получаются фотоэлектрическими
или фотографическими методами с
применением специально подобранных
светофильтров в новой международной
системе U,
В, V,
что соответствует измерению потока в
трех участках спектра: ультрафиолетовой
области (ультрафиолетовая
звездная величина U),
синей и близкой ультрафиолетовой области
(синяя
звездная величина
В) и
желто-зеленой области (желтая
звездная величина
V).
Существуют и другие многоцветные
фотометрические системы, включающие,
например, измерения в красной или
инфракрасной областях спектра.

Обычно рассматривают
не длину волны максимума излучения, а
некоторую объективную характеристику
цвета звезды, называемую показателем
цвета,
и устанавливают эмпирическую зависимость
ее от эффективной температуры,
характеризующей суммарную энергию
излучения звезды. Судить о цвете можно,
сравнивая потоки излучения в различных
областях спектра. Поэтому показатель
цвета определяется как разность между
звездными величинами, измеренными в
двух каких-либо фотометрических системах,
например, фотографической и визуальной.
В этом случае обычный
показатель цвета
равен

,
где m_pg
и m_v
— соответственно
фотографическая и визуальная звездные
величины. В системе U,
В, V
обычно пользуются двумя показателями
цвета: основным
(В — V)
и ультрафиолетовым
(U
— В) или (U
— V).

Условились считать,
что все рассмотренные выше показатели
цвета равны нулю для звезд чисто белого
цвета. Показатели цвета звезд других
цветов могут быть как положительными,
так и отрицательными.

Раздел астрофизики,
посвященный изучению показателей цвета
звезд, называется колориметрией.
Его целью является измерение показателей
цвета различными методами и нахождение
других величин, характеризующих
спектральный состав излучения звезд,
а также установление связи между этими
характеристиками и температурой. 

Соседние файлы в предмете [НЕСОРТИРОВАННОЕ]

• #
• #
• #
• #
• #
• #
• #
• #
• #
• #
• #

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.

План урока:

Основные характеристики звезд

Количество звезд и расстояние между ними

Звездные скопления и туманности

Основные характеристики звезд

Звезды представляют собой огромные шары из раскаленного сжиженного газа. Эти тела образуются благодаря гравитационному сжатию газопылевых облаков. Со временем ядро таких образований уплотняется и разогревается. Наконец, когда температура ядра достигает 10 миллионов градусов, в нем запускаются термоядерные реакции, а сам газовый шар начинает излучать свет и тепло.

Светимость

Основным источником энергии большинства светил (в том числе и Солнца) является так называемый водородный цикл. Это цепочка термоядерных реакций превращения водорода в гелий без участия катализаторов.

Еще задолго до нашей эры было замечено, что звезды различаются по своей яркости. По этому принципу Гиппарх, астроном из древней Греции, во 2 веке до н.э., используя уже накопленные знания, составил каталог, куда вошли около 850 звезд. Он достаточно точно определил их координаты, а также впервые поделил небесные светила на категории. Исследователь ввел понятие звездной величины.

Звездная величина – это степень блеска небесного светила. Она измеряется в условных единицах, причем чем меньше будет ее показатель, тем ярче сам объект. При ее изменении на одну единицу блеск меняется в 2,5 раза.

Каждая группа включает звезды, которые имеют примерно одинаковую силу блеска. Самые яркие из них получили название – звезды первой величины. Объекты, имеющие несколько меньший блеск, были отнесены к звездам второй величины и т.д.

Ученый был уверен в том, что все небесные тела расположены на одинаковом расстоянии от Земли, и поэтому разница в блеске зависит исключительно от размера звезды. Со временем было установлено, что объекты находятся от нас на разном расстоянии. Поэтому даже гигантское тело, которое сильно удалено от Солнечной системы, земному наблюдателю будет казаться маленьким и тусклым по сравнению с близко расположенным ярким карликом. Несмотря на это заключение, современные астрономы сохранили, и активно используют, гиппарховую классификацию и по сей день. Только теперь звездная величина означает видимый блеск звезды, а к ее физическому размеру не имеет никакого отношения.

Сам же видимый блеск зависит не только от расстояния, на которое от нас удалено то или иное тело, но и от светимости звезды, которую обуславливают размер поверхности и температура звезд. Уровень светимости обозначается относительно силы света Солнца. В настоящее время для точного обозначения яркости той или иной звезды ученым приходиться использовать дроби. Например, тела, которые по уровню светимости находятся между звездами первой и второй величины, считаются принадлежащими к 1,5 звездной величине. Есть тела, имеющие звездные величины 1,8; 2,4; 3,7; 5,6 и т.д. Кроме того, на небе видно несколько ярких светил, которые по своему блеску превышают блеск звезд первой величины. Для этих звезд специально были выделены нулевая и отрицательная звездные величины.

Считается, что невооруженным взглядом человек способен рассмотреть на небе тела 1-6 величин. Хотя звезды 5-6 величины могут увидеть только те, кто обладает великолепным зрением, да и то при условии абсолютно чистого неба. Звезды 7 величины можно рассмотреть в обычный театральный бинокль, а вот для 8-9 величины нужен бинокль полевой.

Современные телескопы позволяют увидеть на небе звезды с еще более слабым свечением. Таким аппаратам доступно исследование звезд до 25 и более величины. Во Вселенной достаточно много невероятно ярких звезд. По сравнению с ними наше Солнце выглядит достаточно блекло. Их относят к звездам наибольшей светимости.

Температура

Ученые научились определять температуру любой звезды. Для этого берут во внимание ее цвет. Если быть более точным – спектр излучения, которое испускает объект. Было установлено, что самыми горячими считаются голубые (синие) звезды. Температура   их поверхности в среднем колеблется от 10 000 ⁰С до 40 000 ⁰С. Поверхность таких тел накапливает огромное количество энергии, поэтому их можно смело назвать ультрафиолетовыми. Затем идут белые – 7500-10 000 ⁰С.  Желтые и оранжевые – 5 000-7 500⁰С. Красные – холоднее всех – 2 500-5 000 ⁰С.

Как известно, самая горячая часть любой звезды – это ее ядро. В нем происходят все термоядерные реакции, которые в свою очередь являются источником энергии светила. Из центральной части звезды тепло поднимается к поверхности, а затем излучается в космос. Поэтому температурные показатели ядра и верхней части звезды могут сильно отличаться. Например, температура ядра Солнца достигает +15 млн. ⁰С, а на поверхности +6 тыс. ⁰С. У каждого светила есть звездная корона –  самая верхняя часть атмосферы. Температура в ней намного выше, чем на поверхности звезды. У Солнца она достигает +900 000-1000000 ⁰С. Ученые до сих пор не могут объяснить причину такого резкого скачка, но, скорей всего, это связано с магнитными полями.

Таких звезд как Солнце во Вселенной очень много. Его температурные показатели характерны для многих видимых светил. Но также в космическом пространстве есть звезды намного горячее Солнце. Это голубые сверхгиганты. Температура некоторых из них может достигать +200 тыс. ⁰С. И это только на поверхности. Сложно представить, до скольких градусов может разогреваться звездное ядро. По мнению ученых, его температура достигает сотни миллионов ⁰С.

 

Химический состав

Если анализировать химический состав звезд, то он очень похож на состав Солнца и Земного шара. У большей части звезд в составе преобладает гелий и водород. На их долю приходится 99% всей звездной массы. И только 1% – это кислород, углерод, железо, азот, кремний, магний. По мере снижения температуры, в составе звезды обнаружили простые соединения – оксиды титана, циркония, радикалы.

Источник

Иногда во Вселенной находят звезды, в составе которых преобладает определенный элемент. Например, кремний, железо, марганец, углерод. Учеными также были обнаружены звезды с аномальным химическим составом. Так в некоторых молодых светилах, которые относят к красным гигантам, выявили высокое содержание различных тяжелых элементов. У одной из таких звезд завышено количество молибдена.

Источник

На химический состав звезд очень сильно влияет местонахождения объекта в галактике. Старые звезды, расположившиеся в сферической части галактического пространства, имеют незначительное количество атомов тяжелых металлов. В то время как у звезд в спиральных рукавах тяжелых элементов гораздо больше. Как раз в этой части галактики чаще всего происходит образование новых светил. Исходя из этого, ученые сделали вывод, что наличие тяжелых элементов в химическом составе звезды, говорит о начале ее жизни.

Термоядерные реакции, происходящие в ядре каждой звезды, со времен меняют ее химический состав. Главнейшей реакцией синтеза в светилах является протон-протоновый цикл. Она заключается в слиянии 4 атомов водорода воедино, что приводит к образованию 1 атома гелия. Происходит огромный выход энергии – примерно 98% от всей энергии звезды. Данный процесс получил название «горение водорода». В нашем Солнце за 1 секунду сгорает около 4 млн. тонн этого вещества.

Рассмотрим, как изменяется химический состав звезд на примере Солнца. Со временем количество гелия в центральной части нашего Светила будет расти, что приведет к увеличению объема ядра. Следовательно, будет расти и площадь термоядерных реакций. Как результат увеличатся температурные показатели и свечение. Спустя 1 млрд. лет (возраст Солнца на тот момент составит 5,6 млрд. лет) рост энергии составит 10%. Когда возраст Светила достигнет 8 млрд. лет его излучение будет 140% по отношению к современному. В этот период земные условия изменятся настолько сильно, что наша планета станет похожей на Венеру.

Чем быстрее будут протекать протон-протонные реакции, тем активней начнет меняться состав звезды. Скорость сгорания водорода вырастит, это нарушит баланс между солнечной оболочкой и его ядром. Водородная оболочка будет становиться все шире и шире, в то время как ядро из гелия начнет терять свои размеры.

Первые существенные изменения в химическом составе Солнца будут происходить примерно через 1 млрд. лет. Сильнейший рост температуры и сжатия ядра активируют очередную стадию термоядерной реакции, в ходе которой начнется горение гелия. Солнце станет вспыхивать в 5,2 тыс. раз сильнее, чем сегодня.

Все это время центральная часть звезды продолжит накаляться, а ее оболочка достигнет земной орбиты и при этом сильно остынет. Также начнет уменьшаться масса Светила. Звездный ветер будет уносить частички водорода, гелия и других элементов в космическое пространство. Солнце станет красным гигантом. Конец развития нашего Светила наступит после полного истощения оболочки. На его месте останется плотное небольшое ядро – белый карлик. В течение миллиардов лет оно будет постепенно остывать.  

 

Масса и размеры звезд

Размеры звезд, как и температура поверхности, имеют свои отличия. Ученые используют различные методы для определения размера того или иного тела. Науке известны звезды-гиганты и звезды-карлики. Каждый объект имеет свою массу, от которой напрямую зависит продолжительность его жизни. Те тела, которые обладают большой массой, непредсказуемы. По космическим меркам их жизненный цикл достаточно мал – несколько миллионов лет, после чего они могут внезапно взорваться безо всяких видимых причин и образовать сверхновые звезды. Подобные изменения становятся причиной космических катастроф.

Зная массу звезды, ученые прослеживают и эволюцию ее развития. Масса также влияет и на температуру тела.

Для определения звездной массы, ученые изучают движения звезд, которые входят в группы или образуют пары. В таких парах или группах объекты притягиваются друг к другу и вращаются вокруг общего центра масс. Для определения массы той или иной звезды используют закон всемирного тяготения. Измеряют ее в единицах массы Солнца, которая составляет около 2*10³⁰ кг. Масса остальных звезд варьируется в пределах 0,1 до 60 солнечных масс.

Сравнительная характеристика звезд  

Для определения размера звезд ученые используют, как оптические приборы, так и расчеты. Так удалось определить, что размеры объектов могут составлять сотни тысяч или даже миллионов км. К примеру, солнечный диаметр равен 1392000 км, а ведь наше Светило далеко не самая большая звезда во Вселенной. Конечно, есть и совсем маленькие звезды – нейтронные. Их диаметр всего 10-20 км. Одними из крупнейших гигантов являются Бетельгейзе, Арктур, Антарес.

Источник

По размерам многие звезды будут отличаться сильнее, чем по массе. Чем больше светило, тем меньше плотность его вещества и наоборот. Плотность вещества у звезд-гигантов может быть на порядок меньше чем плотность воздуха в земных условиях. На Солнце плотность вещества в 1,4 раза выше воды. Белые карлики будут гораздо плотнее нашего светила. Например, масса 1 см³ вещества звезды Сириус составляет 50 кг. И это далеко не самые высокие показатели. Самыми плотными считаются нейтронные звезды. Показатель их плотности 10¹⁴ г/см³. Чтобы получить такое значение, нужно Земной шар сжать до диаметра в полкилометра.

 

Количество звезд и расстояние между ними

До сих пор точного количества звезд на небосводе не назовет ни один исследователь. Сведенья об этом весьма приблизительны. Для наблюдения невооруженным взглядом доступно достаточно большое количество звезд – около 6000 светил. Стоит учесть, что определенную часть из них можно видеть только в Северном полушарии, а другую часть – лишь Южном полушарии. А вот используя современные мощные телескопы, подобных тел можно насчитать миллиарды и триллионы.

Так что пока ученые подсчитали лишь те звезды, которые доступны наблюдателю без специальных технических средств, либо в телескоп. Эти светила были занесены в специальные звездные каталоги. В них есть название, координаты, описание особенностей движения, температура звезды. Здесь же можно найти следующие характеристики звезд: класс, звездная величина, размер, плотность, уровень светимости, удаленность от Солнечной системы. Первые такие каталоги появились еще около 5000 -6000 лет назад. Одним из самых древних считается каталог, составленный древнегреческим астрономом Гиппархом. Это произошло в 136 году до н.э. В нем ученый перечислил 850 звезд, которые видны невооруженным глазом. Через 200 лет каталог Гиппарха дополнил Клавдий Птолемей. В нем уже значилось 1022 звезды. Причем координаты указывались с довольно высокой точностью. Интересно, что труд Птолемея ученые активно использовали на протяжении почти полутора тысячи лет.

 

Звездный атлас Яна Гевелия (1611 – 1687), изданный в 1690 году, насчитывал уже 1564 звезды. Часть объектов этот ученый открывал уже с помощью телескопа. Именно их открытие позволило специалистам заглянуть в глубины космического пространства.

Современные звездные каталоги включают в себя не только огромное количество обычных звезд. В них есть и другие космические объекты – переменные, двойные, новые и сверхновые звезды, кометы, астероиды, черные дыры. Их списки изменяются и уточняются едва ли не ежегодно в соответствии с новыми данными.

 

Расстояние между звездами настолько огромные, что свет от звезды к звезде идет многие десятки лет. В астрономии для измерения величины расстояния используют такую единицу, как световой год. Он равен приблизительно 9460 млн. км. Звезды, которые на небе якобы находятся рядом друг с другом, в действительности отдалены одна от другой на несколько световых лет. А расстояние между двумя звездами, которые существенно отдаленные между собой, может исчисляться от десятков до миллионов световых лет.

Звездные скопления и туманности

Как известно, звезды распределены по небу неравномерно. На одних участках Вселенной они расположились очень тесно, и эти районы, благодаря своей высокой светимости, очень хорошо видны с больших расстояний. В других же местах светила находятся друг от друга более отдаленно, и поэтому на фоне ночного неба выглядят одинокими искрами. То, что мы воспринимаем как густую россыпь сияющих светил, носит название звездных скоплений. Другими словами, это группы звезд, связанных между собой силами тяготения. Все объекты такого космического сообщества имеют общее происхождение и похожи друг на друга по своему химическому составу.

Ученые выделяют два вида звездных скоплений:

• шаровые;
• рассеянные.

Шаровые звездные скопления насчитывают обычно десятки и сотни тысяч звезд. Эти образования отличаются почти правильной шарообразной формой, звезды в них упорядочены, как будто в соответствии с четким планом.

Шаровые звездные скопления являются самыми древними объектами в галактике. Звезд-гигантов, которые считаются самыми молодыми из существующих светил, там не обнаружено вообще. А это указывает на то, что шаровые скопления образовались вскоре после Большого Взрыва. Интересно, что концентрация таких объектов увеличивается по направлению к центру галактики.

Существует еще одна пока необъяснимая особенность. Все без исключения шаровые звездные скопления относительно галактического центра расположены практически симметрично. Большинство из них находятся по направлению к созвездию Стрельца. Ведь именно там расположен центр нашей Галактики.

В составе рассеянных звездных скоплений светил насчитывается намного меньше – в среднем всего несколько десятков или сотен. Причем звезды, входящие в скопления, далеко не всегда хорошо заметны. Очень часто они почти неприметны либо туманны, как будто размыты. Четкая форма им так же не свойственна.

 

Звездное скопление Плеяды (народное название – Стожары) – одно из самых известных рассеянных звездных скоплений. Оно находится в созвездии Тельца. Невооруженным глазом там можно различить 7 – 8 звезд, которые расположены друг к другу очень близко. В телескоп же видно более полутора сотен светил, находящихся на небольшой площади. Самая яркая звезда Плеяд – Альциона. Это и есть одно из скоплений, в котором звезды образуют более-менее обособленную систему, связанную общим движением в пространстве. Диаметр скопления Плеяды составляет около 50 световых лет.

В созвездии Тельца, окружая его главную и самую яркую красноватую звезду-гигант Альдебаран, расположилось еще одно звездное скопление – Гиады. Оно более размытое.

Сейчас самыми интересными космическими объектами для астрономов являются так называемые звездные ассоциации. Так ученые называют самые молодые образования в Галактике, скопления молодых звезд, чей возраст не превышает 10-20 миллионов лет. Обычно в звездные ассоциации входят группы определенных типов светил, имеющих единое происхождение.

Туманности – это довольно большие, слабо светящиеся туманные пятна, которыми «украшена» чернота космоса.

 

Обычно такие пятна Вселенной объединяют в один вид – галактические туманности. Так называются внутригалактические облака разреженных газов и пыли. Те из них, которые содержат в своем составе преимущественно газы, делятся на два вида:

• сфероидальные планетарные туманности;
• диффузные туманности.

Сфероидальные планетарные образования имеют более-менее четкие очертания. При наблюдении в телескоп они похожи на круглые или овальные диски, напоминающих диски планет (или их колец). Их диаметр в среднем составляет около 10 000 астрономических единиц.

В центре каждого из таких объектов обязательно находится достаточно горячая звезда. Она – источник свечения туманности. Ее температура достигает обычно 70 000 – 150 000 ⁰С.  Разреженный газ, из которого и состоит такое «пятно», разлетается от звезды в разные стороны. Скорость движения его составляет десятки километров в секунду. Иногда планетарные туманности могут иметь вид не сферы, а кольца. Это происходит в том случае, когда газовая оболочка вокруг звезды имеет внутреннюю полость.

Часть туманностей определенной формы не имеют. Они похожи на клочья густого тумана, лениво растекающегося струями в разные стороны. Это, так называемые диффузные образования. Такие объекты также состоят из разреженных газов, которые светятся под действием света горячих звезд в их центре. Вообще, все газовые туманности светятся за счет переработки в видимый свет коротковолнового (ультрафиолетового) излучения очень горячих звезд, расположенных либо в самой туманности, либо поблизости от нее.

Кроме газовых, во Вселенной есть множество и других туманных пятен. Образованы они не газовыми частичками, а облаком пылинок, которые по своим размерам вполне сравнимы с частицами обычного дыма. Такие образования, соответственно, называются пылевыми галактическими туманностями. Они относятся к диффузным объектам и могут быть как светлыми, так и темными.

Периодически такое облако встречается со звездой и на некоторое время скрывается от глаз удаленного наблюдателя. Частички космической пыли довольно быстро нагреваются и тогда все облако начинает тускло светиться. Такие светлые туманности, отражающие свет ближайших звезд, относятся к очень красивым, однако не столь частым явлениям.

Далеко не всегда пылевое облако проходит вблизи звезды. Чаще всего подобные объекты относятся к темному типу. Если рядом нет космического тела, способного осветить пыль, она образует темные пылевые облака, часто с четко очерченными краями. Больше всего их в светлых областях Млечного Пути или на фоне светящихся галактических туманностей.

Классическим образцом темной пылевой туманности является туманность Конская Голова. Она находится в созвездии Ориона. Она эффектно смотрится благодаря подсвечиванию близлежащей светлой диффузной туманности и действительно похожа на голову лошади. Самое интересное, что это образование является лишь частью большого темного пылевого облака.

 

Примером планетарной туманности является Улитка, которая образовалась около 10 000 лет назад из вещества внешних слоев вспыхнувшей новой звезды.

Достаточно известной и наиболее изученной учеными считается туманность Андромеды. Это единственная галактика, которую с трудом, но можно увидеть невооруженным глазом.

Исследование звезд продолжается из года в год. Ученые открывают новые космические объекты, уточняют имеющиеся данные, делают новые расчеты. Не так давно было установлено, что около некоторых звезд есть планеты, на которых возможно в дальнейшем обнаружат признаки жизни. 

При этом пока все еще не так просто. Звезда или иной объект излучает (или отражает) свет разных длин волн – а человек их воспринимает по-разному. При одной и той же интенсивности зеленый свет воспринимается ярче, красный – тусклее, а инфракрасный, разумеется, не воспринимается вовсе. 

Абсолютные звёздные величины

Видимый блеск и видимая звёздная величина звезды зависят от её расстояния до наблюдателя – r. Чтобы освободиться от влияния расстояния, введено понятие об абсолютном блеске и абсолютной величине звезды.

Абсолютным блеском звезды L называется тот блеск, который она имела бы, будучи удалена от наблюдателя на расстояние равное 10 парсекам.

Так как освещённость убывает обратно пропорционально квадрату расстояния, то абсолютный блеск L и видимый блеск l связаны соотношением:

L/l = r²/100 = 2,512^m-M 

m – видимая звёздная величина, М – абсолютная звёздная величина, под которой понимают ту звёздную величину, которую бы имела звезда, будучи удалённой на расстояние, равное 10 парсекам.

Из указанного соотношения получаем формулу:

М = m + 5 – 5lg r 

С учётом межзвёздного поглощения:

М = m + 5 – 5lg r – А(r)

где А(r) – поглощение света, пропорциональное расстоянию до звезды.

Эта формула позволяет вычислить абсолютную звёздную величину звезды, если известно расстояние, и вычислить расстояние, если известна абсолютная величина, по формуле:

lg r = (m – M)/5 + 1

Абсолютные звёздные величины могут быть болометрическими, визуальными, фотографическими.

Солнце имеет абсолютную звёздную величину +4,7^m.

Часто используют светимость звезды – отношение абсолютного блеска звезды к абсолютному блеску Солнца.

Самые яркие звёзды ярче Солнца на 14^m, они испускают больше энергии в 1 000 000 раз. Самые слабые слабее на 14^m. Они испускают меньше энергии в 300 000 раз.

Отношение светимостей самых ярких и самых слабых звёзд достигает около 100 млрд.

Источник

Светимость (блеск) звезд

Представьте, что где-то в море в ночной тьме тихо мерцает огонек. Если бывалый моряк не объяснит вам, что это, вы часто и не узнаете: то ли перед вами фонарик на носу проходящей шлюпки, то ли мощный прожектор далекого маяка.

В том же положении в темную ночь находимся и мы, глядя на мерцающие звезды. Их видимый блеск зависит и от их истинной силы света, называемой светимостью (полное количествл энергии, излучаемой по всем направлениям), и от их расстояния до нас. Только знание расстояния до звезды позволяет подсчитать ее светимость по сравнению с Солнцем. Так например, светимость звезды, в десять раз менее яркой в действительности, чем Солнце, выразится числом 0,1.

Истинную силу света звезды можно выразить еще иначе, вычислив, какой звездной величины она бы нам казалась, если бы она находилась от нас на стандартном расстоянии в 32,6 светового года, то есть на таком, что свет, несущийся со скоростью 300 000 км/сек, прошел бы его за это время.

где R – радиус звезды, Т – температура.

Принять такое стандартное расстояние оказалось удобным для различных расчетов. Яркость звезды, как и всякого источника света, изменяется обратно пропорционально квадрату расстояния от него. Этот закон позволяет вычислять абсолютные звездные величины или светимости звезд, зная расстояние до них.

Когда расстояния до звезд стали известны, то мы смогли вычислить их светимости, то есть смогли как бы выстроить их в одну шеренгу и сравнивать друг с другом в одинаковых условиях. Надо сознаться, что результаты оказались поразительными, поскольку раньше предполагали, что все звезды «похожи на наше Солнце». Светимости звезд оказались поразительно разнообразными, и их в нашей шеренге не сравнить ни с какой шеренгой пионеров.

Приведем только крайние примеры светимости в мире звезд.

Самой слабой из известных долго являлась звезда, которая в 50 тысяч раз слабее Солнца, и ее абсолютная величина светимости: +16,6. Однако, впоследствии были открыты и ещё более слабые звезды, светимость которых, по сравнению с солнцем, меньше в миллионы раз!

Размеры в космосе обманчивы: Денеб с Земли сияет ярче Антареса, а вот Пистолет — не виден совсем. Тем не менее, наблюдателю с нашей планеты и Денеб и Антарес кажутся просто незначительными точками, по сравнению с Солнцем. Насколько это неверно можно судить по простому факту: Пистолет выпускает в секунду столько же света, сколько Солнце — за год!

На другом краю шеренги звезд стоит «S» Золотой Рыбы, видимая только в странах Южного полушария Земли как звездочка восьмой величины (то есть даже не видимая без телескопа!). В действительности она в 400 тысяч раз ярче Солнца, и ее абсолютная величина светимости: —8,9.

Абсолютная величина светимости нашего Солнца равна +5. Не так уж и много! С расстояния в 32,6 светового года мы бы его плохо видели без бинокля.

Если яркость обычной свечи принять за яркость Солнца, то в сравнении с ней «S» Золотой Рыбы будет мощным прожектором, а самая слабая звезда слабее самого жалкого светлячка.

Итак, звезды — это далекие солнца, но их сила света может быть совершенно иной, чем у нашего светила. Образно выражаясь, менять наше Солнце на другое нужно было бы с оглядкой. От света одного мы ослепли бы, при свете другого бродили бы, как в сумерках.