Qué estrellas tienen la mayor luminosidad. Características de una estrella

Las estrellas expulsan enormes cantidades al espacio exterior, representadas casi en su totalidad diferentes tipos rayos. La energía de radiación total de una estrella emitida durante un período de tiempo es la luminosidad de la estrella. El índice de luminosidad es muy importante para el estudio de las luminarias, ya que de él depende todas las características de la estrella.

Lo primero que cabe destacar cuando se habla de la luminosidad de una estrella es que puede confundirse fácilmente con otros parámetros de la estrella. Pero en la práctica, todo es muy simple: solo necesita saber de qué es responsable cada característica.

La luminosidad de una estrella (L) refleja principalmente la cantidad de energía emitida por la estrella y, por lo tanto, se mide en vatios, como cualquier otra característica cuantitativa de la energía. Esta es una cantidad objetiva: no cambia cuando el observador se mueve. Este parámetro es 3,82 × 10 26 W. El índice de brillo de nuestra estrella se utiliza a menudo para medir la luminosidad de otras estrellas, lo cual es mucho más conveniente para comparar; luego se marca como L ☉, (☉ es símbolo gráfico Sol.)

Evidentemente, la característica más informativa y universal entre las anteriores es la luminosidad. Dado que este parámetro muestra la intensidad de la radiación de la estrella con el mayor detalle, se puede utilizar para conocer muchas características de la estrella, desde el tamaño y la masa hasta la intensidad.

Luminosidad de la A a la Z

No lleva mucho tiempo buscar la fuente de radiación en una estrella. Toda la energía que puede salir de la estrella se crea en el proceso de reacciones de fusión termonuclear. Los átomos de hidrógeno, al fusionarse bajo presión gravitacional en helio, liberan enormes cantidades de energía. Y en estrellas más masivas, no sólo se "quema" el hidrógeno, sino también el helio, a veces incluso elementos más masivos, incluso el hierro. Entonces la energía resulta ser muchas veces mayor.

La cantidad de energía liberada durante una reacción nuclear depende directamente de: cuanto mayor es, más la gravedad comprime el núcleo de la estrella y más hidrógeno se convierte simultáneamente en helio. Pero no solo la energía nuclear determina la luminosidad de una estrella; después de todo, todavía debe emitirse hacia el exterior.

Aquí es donde entra en juego el área de radiación. Su influencia en el proceso de transferencia de energía es muy grande, lo que se comprueba fácilmente incluso en la vida cotidiana. Una lámpara incandescente cuyo filamento se calienta hasta 2800 °C no cambiará significativamente la temperatura de la habitación después de 8 horas de funcionamiento, pero una batería normal con una temperatura de 50 a 80 °C podrá calentar la habitación. a una notable congestión. Las diferencias en eficiencia son causadas por diferencias en la cantidad de superficie que emite energía.

La relación entre el área del núcleo de una estrella y su superficie suele ser proporcional a las proporciones del filamento de una bombilla y una batería: el diámetro del núcleo puede ser sólo una diezmilésima parte del diámetro total de la estrella. Por tanto, la luminosidad de una estrella se ve seriamente afectada por el área de su superficie emisora, es decir, la superficie de la propia estrella. La temperatura aquí resulta no ser tan significativa. La incandescencia de la superficie de la estrella es un 40% menor que la temperatura de la fotosfera del Sol, pero debido a su gran tamaño, su luminosidad supera la luminosidad del Sol en 150 veces.

¿Resulta que al calcular la luminosidad de una estrella, el papel del tamaño es más importante que la energía del núcleo? No precisamente. Las gigantes azules con alta luminosidad y temperatura tienen luminosidades similares a las de las supergigantes rojas, que son mucho más grandes. Además, la estrella más masiva y una de las más calientes tiene el mayor brillo de todas las estrellas conocidas. Hasta que se descubra un nuevo poseedor del récord, se pone fin al debate sobre cuál es el parámetro más importante de luminosidad.

Uso de la luminosidad en astronomía.

Por lo tanto, la luminosidad refleja con bastante precisión tanto la energía de una estrella como su área de superficie, razón por la cual se incluye en muchas tablas de clasificación utilizadas por los astrónomos para comparar estrellas. Entre ellos cabe destacar el diagrama.

Si miras el cielo estrellado, inmediatamente notarás que las estrellas difieren marcadamente en su brillo: algunas brillan mucho, son fácilmente perceptibles, otras son difíciles de distinguir a simple vista.

Incluso el antiguo astrónomo Hiparco propuso distinguir el brillo de las estrellas. Las estrellas se dividieron en seis grupos: el primero incluye las más brillantes: son estrellas de primera magnitud (abreviadas - 1 m, del latín magnitud - magnitud), estrellas más débiles: la segunda magnitud (2 m) y así sucesivamente hasta el sexto grupo. - estrellas apenas visibles a simple vista. La magnitud estelar caracteriza el brillo de una estrella, es decir, la iluminación que la estrella crea en la Tierra. El brillo de una estrella de 1 metro es 100 veces mayor que el de una estrella de 6 metros.

Al principio, el brillo de las estrellas se determinaba de forma imprecisa, a simple vista; Más tarde, con la llegada de nuevos Instrumentos ópticos, la luminosidad comenzó a determinarse con mayor precisión y se conocieron estrellas menos brillantes con magnitudes superiores a 6 (el telescopio ruso más potente, un reflector de 6 metros, permite observar estrellas de magnitud hasta 24).

Con la creciente precisión de las mediciones y la llegada de los fotómetros fotoeléctricos, aumentó la precisión de la medición del brillo de las estrellas. Se comenzaron a designar magnitudes estelares números fraccionarios. Las estrellas más brillantes, así como los planetas, tienen magnitud cero o incluso negativa. Por ejemplo, la Luna en luna llena tiene una magnitud de -12,5 y el Sol tiene una magnitud de -26,7.

En 1850, el astrónomo inglés N. Posson derivó la fórmula:

E1/E2=(5v100)m3-m1?2.512m2-m1

donde E1 y E2 son las iluminancias creadas por las estrellas en la Tierra, y m1 y m2 son sus magnitudes. En otras palabras, una estrella, por ejemplo, de primera magnitud es 2,5 veces más brillante que una estrella de segunda magnitud y 2,52 = 6,25 veces más brillante que una estrella de tercera magnitud.

Sin embargo, el valor de la magnitud no es suficiente para caracterizar la luminosidad de un objeto; para ello es necesario conocer la distancia a la estrella.

La distancia a un objeto se puede determinar sin alcanzarlo físicamente. Debe medir la dirección hacia este objeto desde ambos extremos de un segmento conocido (base) y luego calcular las dimensiones del triángulo formado por los extremos del segmento y el objeto distante. Este método se llama triangulación.

Cuanto mayor sea la base, más preciso será el resultado de la medición. Las distancias a las estrellas son tan grandes que la longitud de la base debe exceder las dimensiones. globo De lo contrario, el error de medición será grande. Afortunadamente, el observador viaja alrededor del Sol con el planeta durante un año, y si hace dos observaciones de la misma estrella con un intervalo de varios meses, resulta que la está viendo desde diferentes puntos de la órbita terrestre, y esto Ya es una base decente. La dirección hacia la estrella cambiará: se desplazará ligeramente contra el fondo de estrellas más distantes. Este desplazamiento se llama paralaje y el ángulo con el que la estrella se ha desplazado en la esfera celeste se llama paralaje. El paralaje anual de una estrella es el ángulo en el que era visible desde ella el radio medio de la órbita de la Tierra, perpendicular a la dirección de la estrella.

El concepto de paralaje está asociado con el nombre de una de las unidades básicas de distancia en astronomía: el parsec. Ésta es la distancia a una estrella imaginaria cuyo paralaje anual sería exactamente 1". El paralaje anual de cualquier estrella está relacionado con la distancia a ella mediante una fórmula sencilla:

donde r es la distancia en pársecs, P es el paralaje anual en segundos.

Ahora se han determinado las distancias a muchos miles de estrellas mediante el método del paralaje.

Ahora, conociendo la distancia a la estrella, podemos determinar su luminosidad, es decir, la cantidad de energía que realmente emite. Se caracteriza por la absoluta magnitud.

La magnitud absoluta (M) es la magnitud que tendría una estrella a una distancia de 10 pársecs (32,6 años luz) de un observador. Conociendo la magnitud aparente y la distancia a la estrella, puedes encontrar su magnitud absoluta:

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

La estrella más cercana al Sol, Próxima Centauri, una pequeña enana roja tenue, tiene una magnitud aparente de m=-11,3 y una magnitud absoluta de M=+15,7. A pesar de su proximidad a la Tierra, una estrella así sólo puede verse con un telescopio potente. Estrella aún más débil No. 359 según el catálogo de Wolf: m=13,5; M=16,6. Nuestro Sol brilla 50.000 veces más que Wolf 359. La estrella Doradus (en el hemisferio sur) tiene sólo la octava magnitud aparente y no es visible a simple vista, pero su magnitud absoluta es M = -10,6; ella es un millón de veces más brillante que el sol. Si estuviera a la misma distancia de nosotros que Próxima Centauri, brillaría más que la Luna en luna llena.

Para el Sol M=4,9. A una distancia de 10 parsecs, el Sol será visible como una estrella débil, apenas visible a simple vista.

El único cantidad física, que puede caracterizar una estrella y que puede medirse, es la iluminación creada por la estrella en la superficie terrestre. Por la óptica se sabe que la iluminación. MI, luminosidad de las estrellas l y distancia a la estrella R relacionado por la relación

mi = l/ 4π R 2 .

La iluminación creada por la estrella más brillante Sirio en la superficie de la Tierra es más de 10 10 veces mayor que la iluminación creada por la estrella observable más débil, pero aproximadamente la misma cantidad de veces menor que la iluminación creada por el Sol.

Conociendo la distancia a la estrella y midiendo la iluminación que crea, se puede determinar una de sus principales características físicas: la luminosidad. Resultó que las luminosidades de las estrellas se encuentran dispersas en un rango muy amplio. La luminosidad de la mayoría de las estrellas es menor que la del sol (para las menos poderosas, un millón de veces), para las más grandes y estrellas brillantes, llamadas supergigantes blancas o azules, son decenas de miles de veces más grandes.

Las estrellas más calientes tienen temperaturas de hasta 35.000 K. Su radiación máxima se encuentra en la región ultravioleta lejana y nos parecen azules. Las estrellas con una temperatura de 10.000 K son blancas, las que tienen una temperatura de 6.000 K son amarillas y las que tienen una temperatura de 3.000-3.500 K son rojas.

Tabla 1.Temperatura, espectro y color de algunas estrellas.

Temperatura,k	Líneas principales del espectro visible (elementos químicos)	color estrella	Representante
		Blanco azulado	Vega (α Lyrae)
			Sirio (α Canis Major)
	Metales, OH, TiO		Arcturus (α Vol-pasa)
	Metales, OH, TiO	Rojo oscuro	R liebre

color estrella

Un observador atento notará inmediatamente que las estrellas brillantes tienen diferente color. Así, Vega (α Lyra) es de color blanco azulado, Aldebarán (α Tauro) es de color amarillo rojizo, Sirio (α Can Mayor) blanco, Antares (α Escorpio) rojo, Sol y Capella (α Auriga) amarillo. No vemos color en las estrellas más débiles sólo por las peculiaridades de nuestra visión. El color de una estrella está determinado por su temperatura, que se deriva directamente de la ley de Wien.

La energía emitida por unidad de superficie de una estrella está determinada por la ley de Stefan-Boltzmann. Toda la superficie de la estrella es 4π R 2 (R- radio de la estrella). Por tanto, la luminosidad de una estrella está determinada por la expresión

l= 4π R 2σ t.

Así, si conocemos la temperatura y la luminosidad de una estrella, entonces podemos calcular su radio. Las dimensiones angulares de los discos estelares son mucho más pequeñas que el ángulo límite de la mayoría de los telescopios existentes. Sólo con la ayuda de los telescopios más grandes y métodos de observación especiales fue posible no sólo medir directamente los diámetros de varias estrellas, sino también obtener imágenes de sus discos.

Los valores obtenidos de los radios de las estrellas generalmente coinciden con los calculados utilizando la fórmula de luminosidad dada.

Las masas de las estrellas se encuentran dentro de límites muy estrechos. Si las luminosidades de las estrellas se encuentran en el rango de l ≈ 10 -4 l☉ a l ≈ 10 4 l☉ , radios - dentro de los límites de 0,01 R☉ hasta 3 . 10 3 R☉ , entonces las masas de las estrellas se encuentran en el rango de 0,02 METRO☉ hasta 100 METRO☉. Un cuerpo con una masa menor ya no es una estrella y uno más grande no puede existir. Una estrella así es inestable y, tras su formación, perderá el exceso de masa o se desintegrará en dos o más.

Tabla 2. Características de algunas estrellas típicas

Nombre de la estrella		Luminosidad, en luminosidades solares	Radio, en radios solares	Temperatura,k	Densidad relativa a la densidad del agua.
Secuencia principal
ε Auriga
α Centauri
70 Ofiuco
Gigantes
Aldebarán
supergigantes
enanas blancas
40 Eridani				10 000Material del sitio
		2,7 . 10 -3

Luminosidad de las estrellas

La luminosidad estelar (L) se expresa más a menudo en unidades de luminosidad solar (4x erg/s). Las estrellas varían en luminosidad en un rango muy amplio. La mayoría de las estrellas son "enanas"; su luminosidad es a veces insignificante incluso en comparación con el Sol. La característica de luminosidad es la “magnitud absoluta” de la estrella. También existe el concepto de “magnitud aparente”, que depende de la luminosidad de la estrella, el color y la distancia a ella. En la mayoría de los casos, la "magnitud absoluta" se utiliza para estimar de manera realista el tamaño de las estrellas, sin importar qué tan lejos estén. Para conocer la magnitud real, basta con colocar las estrellas a una distancia convencional (digamos, 10 unidades). Las estrellas de alta luminosidad tienen valores negativos. Por ejemplo, la magnitud aparente del sol es -26,8. A una distancia de 10 PC, esta magnitud ya será +5 (las estrellas más débiles visibles a simple vista tienen una magnitud de +6).

Radio de estrellas

Radio de las estrellas. Conociendo la temperatura efectiva T ef y la luminosidad L, podemos calcular el radio R de la estrella mediante la fórmula:

basado en la ley de radiación de Stefan-Boltzmann (s es la constante de Stefan). Radios de estrella con grandes dimensiones angulares se puede medir directamente utilizando interferómetros estelares. Para estrellas binarias eclipsantes, se pueden calcular los valores de los diámetros componentes más grandes, expresados ​​como fracciones del semieje mayor de su órbita relativa.

Temperatura de la superficie

Temperatura de la superficie. La distribución de energía en los espectros de los cuerpos calientes no es la misma; Dependiendo de la temperatura, la radiación máxima se produce en diferentes longitudes de onda y el color de la radiación total cambia. El estudio de estos efectos en una estrella, el estudio de la distribución de energía en los espectros estelares y la medición de índices de color permiten determinar sus temperaturas. Las temperaturas de las estrellas también están determinadas por las intensidades relativas de determinadas líneas de su espectro, lo que permite determinar la clase espectral de las estrellas. Las clases espectrales de las estrellas dependen de la temperatura y, a medida que ésta disminuye, se designan con las letras: O, B, A, F, G, K, M. Además, de la clase G se deriva una serie lateral de estrellas de carbono C. , y una rama lateral S se deriva de la clase K. Las estrellas de clase O se distinguen por estrellas más calientes. Conociendo el mecanismo de formación de líneas en los espectros, la temperatura se puede calcular a partir de la clase espectral si se conoce la aceleración de la gravedad en la superficie de la estrella, que está asociada a la densidad media de su fotosfera y, en consecuencia, a la tamaño de la estrella (la densidad se puede estimar a partir de las características sutiles del espectro). La dependencia del tipo espectral o índice de color de la temperatura efectiva de una estrella se denomina escala de temperatura efectiva. Conociendo la temperatura, es posible calcular teóricamente qué proporción de la radiación de la estrella cae en las regiones invisibles del espectro: ultravioleta e infrarroja. La magnitud absoluta y una corrección que tiene en cuenta la radiación en las partes ultravioleta e infrarroja del espectro permiten encontrar la luminosidad total de la estrella.

Imagínese que en algún lugar del mar, en la oscuridad de la noche, una luz parpadea silenciosamente. A menos que un marinero experimentado le explique qué es, a menudo no lo sabrá: es una linterna en la proa de un barco que pasa o un potente reflector de un faro lejano.

Estamos en la misma posición en una noche oscura, mirando las estrellas titilantes. Su brillo aparente depende también de su verdadera intensidad luminosa, llamada luminosidad, y de su distancia con nosotros. Sólo el conocimiento de la distancia a la estrella permite calcular su luminosidad en comparación con el Sol. Por ejemplo, la luminosidad de una estrella que en realidad es diez veces menos brillante que el Sol se expresará como 0,1.

La verdadera intensidad de la luz de una estrella se puede expresar de manera incluso diferente calculando qué magnitud nos parecería si estuviera a una distancia estándar de 32,6 años luz de nosotros, es decir, a una distancia tal que la luz que viaja a una velocidad de 300.000 km/seg, lo habría superado en este tiempo.

La adopción de una distancia estándar de este tipo ha resultado conveniente para diversos cálculos. El brillo de una estrella, como cualquier fuente de luz, varía inversamente con el cuadrado de la distancia a ella. Esta ley nos permite calcular las magnitudes absolutas o luminosidades de las estrellas, conociendo la distancia a ellas.

Cuando se conocieron las distancias a las estrellas, pudimos calcular sus luminosidades, es decir, pudimos alinearlas y compararlas entre sí en las mismas condiciones. Hay que admitir que los resultados fueron sorprendentes, ya que anteriormente se suponía que todas las estrellas eran “similares a nuestro Sol”. Las luminosidades de las estrellas resultaron ser sorprendentemente variadas y en nuestra línea no se pueden comparar con ninguna línea de pioneros.

Sólo daremos ejemplos extremos de luminosidad en el mundo de las estrellas.

La más débil conocida desde hace mucho tiempo fue una estrella 50 mil veces más débil que el Sol, y su valor de luminosidad absoluta: +16,6. Sin embargo, más tarde se descubrieron estrellas aún más débiles, cuya luminosidad, en comparación con el Sol, ¡es millones de veces menor!

Las dimensiones en el espacio son engañosas: Deneb desde la Tierra brilla más que Antares, pero la Pistola no es visible en absoluto. Sin embargo, para un observador de nuestro planeta, tanto Deneb como Antares parecen puntos simplemente insignificantes en comparación con el Sol. Lo equivocado que es esto se puede juzgar por un simple hecho: ¡un arma emite tanta luz por segundo como el Sol en un año!

Al otro lado de la línea de estrellas se encuentra "S" de Pez Dorado, visible sólo en los países del hemisferio sur de la Tierra como un asterisco (es decir, ¡ni siquiera visible sin telescopio!). De hecho, es 400 mil veces más brillante que el Sol y su valor de luminosidad absoluta es -8,9.

Absoluto El valor de luminosidad de nuestro Sol es +5. ¡No tanto! Desde una distancia de 32,6 años luz, sería difícil verlo sin binoculares.

si brillo vela normal Si se toma como el brillo del Sol, en comparación con él, la "S" de Dorado será un foco poderoso, y la estrella más débil es más débil que la luciérnaga más lamentable.

Entonces, las estrellas son soles distantes, pero su intensidad de luz puede ser completamente diferente a la de nuestra estrella. En sentido figurado, cambiar nuestro Sol por otro habría que hacerlo con precaución. A la luz de uno nos quedaríamos ciegos, a la luz del otro vagaríamos como en el crepúsculo.

Magnitudes

Dado que los ojos son el primer instrumento para medir, debemos saber reglas simples, que rigen nuestras estimaciones del brillo de las fuentes de luz. Nuestra evaluación de las diferencias de brillo es relativa más que absoluta. Al comparar dos estrellas débiles, vemos que son notablemente diferentes entre sí, pero para dos estrellas brillantes la misma diferencia de brillo pasa desapercibida para nosotros, ya que es insignificante en comparación con la cantidad total de luz emitida. En otras palabras, nuestros ojos evalúan relativo, pero no absoluto diferencia de brillo.

Hiparco fue el primero en dividir las estrellas visibles a simple vista en seis clases, según su brillo. Posteriormente, esta regla fue algo mejorada sin cambiar el sistema en sí. Las clases de magnitud se distribuyeron de modo que una estrella de primera magnitud (la media de 20) produciría cien veces más luz que una estrella de sexta magnitud, que se encuentra en el límite de visibilidad para la mayoría de las personas.

Una diferencia de una magnitud es igual al cuadrado de 2,512. Una diferencia de dos magnitudes corresponde a 6,31 (2,512 al cuadrado), una diferencia de tres magnitudes corresponde a 15,85 (2,512 a la tercera potencia), una diferencia de cuatro magnitudes corresponde a 39,82 (2,512 a la cuarta potencia), y una diferencia de cinco las magnitudes corresponden a 100 (2,512 al cuadrado).

Una estrella de sexta magnitud nos da cien veces menos luz, que una estrella de primera magnitud, y una estrella de undécima magnitud es diez mil veces más pequeña. Si tomamos una estrella de magnitud 21, su brillo será inferior a 100.000.000 de veces.

Como ya está claro, el valor de conducción absoluto y relativo,
Las cosas son completamente incomparables. Para un observador “relativo” de nuestro planeta, Deneb en la constelación del Cisne se parece a esto. Pero, en realidad, toda la órbita de la Tierra apenas sería suficiente para contener por completo la circunferencia de esta estrella.

Para clasificar correctamente las estrellas (y todas son diferentes entre sí), es necesario asegurarse cuidadosamente de que a lo largo de todo el intervalo entre magnitudes estelares vecinas se mantenga una relación de brillo de 2,512. Es imposible realizar ese trabajo a simple vista; se necesitan herramientas especiales, como fotómetros Pickering, utilizado como estándar. estrella del Norte o incluso una estrella artificial “normal”.

Además, para facilitar las mediciones, es necesario debilitar la luz de estrellas muy brillantes; Esto se puede lograr con un dispositivo polarizador o con la ayuda de cuña fotométrica.

Los métodos puramente visuales, incluso con la ayuda de grandes telescopios, no pueden extender nuestra escala de magnitud a las estrellas débiles. Además, los métodos de medición visual sólo deben (y pueden) realizarse directamente en el telescopio. Por lo tanto, en nuestro tiempo ya se ha abandonado la clasificación puramente visual y se utiliza el método de fotoanálisis.

¿Cómo se puede comparar la cantidad de luz que recibe una placa fotográfica de dos estrellas de diferente brillo? Para que parezcan iguales, es necesario atenuar la luz de la estrella más brillante en una cantidad conocida. La forma más sencilla de hacerlo es colocando la apertura delante de la lente del telescopio. La cantidad de luz que entra en el telescopio varía según el área de la lente, de modo que se puede medir con precisión la atenuación de la luz de cualquier estrella.

Elijamos alguna estrella como estándar y fotografíémosla con la apertura total del telescopio. Luego determinaremos qué apertura se debe utilizar en una exposición determinada para obtener la misma imagen al fotografiar una estrella más brillante que en el primer caso. La relación entre las áreas de los agujeros reducidos y completos da la relación del brillo de los dos objetos.

Este método de medición da un error de sólo 0,1 magnitud para cualquier estrella en el rango de magnitud 1 a 18. Las magnitudes obtenidas de esta manera se llaman fotovisual.