Koje zvijezde imaju najveći sjaj. Karakteristike zvijezde

Zvijezde izbacuju goleme količine u svemir, gotovo u cijelosti zastupljene različiti tipovi zrake. Ukupna energija zračenja zvijezde emitirana u određenom vremenskom razdoblju je sjaj zvijezde. Indeks sjaja je vrlo važan za proučavanje svjetiljki, jer ovisi o svim karakteristikama zvijezde.

Prva stvar koju vrijedi napomenuti kada govorimo o sjaju zvijezde je da se lako može zamijeniti s drugim parametrima zvijezde. Ali u stvarnosti je sve vrlo jednostavno - samo trebate znati za što je svaka karakteristika odgovorna.

Sjaj zvijezde (L) primarno odražava količinu energije koju emitira zvijezda - i stoga se mjeri u vatima, kao i svaka druga kvantitativna karakteristika energije. Ovo je objektivna veličina: ne mijenja se kada se promatrač kreće. Ovaj parametar je 3,82 × 10 26 W. Indeks sjaja naše zvijezde često se koristi za mjerenje sjaja drugih zvijezda, što je mnogo zgodnije za usporedbu - tada se označava kao L ☉, (☉ je grafički simbol Sunce.)

Očito, najinformativnija i univerzalna karakteristika među gore navedenim je svjetlina. Budući da ovaj parametar najdetaljnije prikazuje intenzitet zračenja zvijezde, pomoću njega se mogu saznati mnoge karakteristike zvijezde - od veličine i mase do intenziteta.

Svjetlost od A do Z

Traženje izvora zračenja u zvijezdi ne traje dugo. Sva energija koja može napustiti zvijezdu nastaje u procesu reakcija termonuklearne fuzije. Atomi vodika, stapajući se pod gravitacijskim pritiskom u helij, oslobađaju ogromne količine energije. A u masivnijim zvijezdama "gori" ne samo vodik, već i helij - ponekad čak i masivniji elementi, čak i željezo. Tada je dobivena energija višestruko veća.

Količina energije oslobođene tijekom nuklearne reakcije izravno ovisi o - što je veća, to više gravitacija komprimira jezgru zvijezde, a više vodika se istovremeno pretvara u helij. Ali ne sama nuklearna elektrana određuje sjaj zvijezde - naposljetku, mora se i dalje emitirati prema van.

Ovdje dolazi do izražaja područje zračenja. Njegov utjecaj u procesu prijenosa energije je vrlo velik, što se lako provjerava čak iu svakodnevnom životu. Žarulja sa žarnom niti čija se nit zagrijava do 2800 °C neće značajno promijeniti temperaturu u prostoriji nakon 8 sati rada, ali obična baterija s temperaturom od 50–80 °C moći će zagrijati prostoriju do primjetne zagušljivosti. Razlike u učinkovitosti uzrokovane su razlikama u količini površine koja emitira energiju.

Omjer između površine jezgre zvijezde i njezine površine često je razmjeran omjeru žarne niti žarulje i baterije - promjer jezgre može biti samo jedan desettisućiti dio ukupnog promjera zvijezde. Dakle, na sjaj zvijezde ozbiljno utječe područje njezine emitirajuće površine - odnosno površina same zvijezde. Ispada da temperatura ovdje nije toliko značajna. Užarenost površine zvijezde je 40% manja od temperature Sunčeve fotosfere – ali zbog velike veličine njezin sjaj premašuje Sunčev sjaj 150 puta.

Ispada da je u izračunavanju sjaja zvijezde uloga veličine važnija od energije jezgre? Ne baš. Plavi divovi s visokim sjajem i temperaturom imaju sličan sjaj kao crveni superdivovi, koji su puno veći. Osim toga, najmasivnija i jedna od najtoplijih zvijezda ima najveći sjaj od svih poznatih zvijezda. Dok se ne otkrije novi rekorder, time je stavljena točka na raspravu o najvažnijem parametru luminoziteta.

Upotreba luminoziteta u astronomiji

Dakle, sjaj prilično točno odražava i energiju zvijezde i njezinu površinu - zbog čega je uključen u mnoge klasifikacijske karte koje koriste astronomi za usporedbu zvijezda. Među njima vrijedi istaknuti dijagram

Ako pogledate zvjezdano nebo, odmah ćete primijetiti da se zvijezde oštro razlikuju u svojoj svjetlini - neke sjaje vrlo jarko, lako su uočljive, druge je teško razlikovati golim okom.

Čak je i drevni astronom Hiparh predložio razlikovanje sjaja zvijezda. Zvijezde su podijeljene u šest skupina: prva uključuje najsjajnije - to su zvijezde prve magnitude (skraćeno - 1m, od latinskog magnitudo - veličina), slabije zvijezde - druge magnitude (2m) i tako dalje do šeste skupine. - golim okom jedva vidljive zvijezde. Zvjezdana veličina karakterizira sjaj zvijezde, odnosno osvjetljenje koje zvijezda stvara na zemlji. Sjaj zvijezde od 1m je 100 puta veći od sjaja zvijezde od 6m.

U početku se sjaj zvijezda određivao netočno, okom; kasnije, dolaskom novih optički instrumenti, sjaj se počeo točnije određivati ​​i postale su poznate manje svijetle zvijezde s magnitudama većim od 6 (Najmoćniji ruski teleskop - 6-metarski reflektor - omogućuje vam promatranje zvijezda do 24 magnitude.)

S povećanjem točnosti mjerenja i pojavom fotoelektričnih fotometara, porasla je i točnost mjerenja sjaja zvijezda. Počele su se označavati zvjezdane veličine razlomački brojevi. Najsjajnije zvijezde, kao i planeti, imaju nultu ili čak negativnu magnitudu. Primjerice, Mjesec pri punom Mjesecu ima magnitudu -12,5, a Sunce ima magnitudu -26,7.

Godine 1850. engleski astronom N. Posson izveo je formulu:

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

gdje su E1 i E2 osvjetljenosti koje stvaraju zvijezde na Zemlji, a m1 i m2 njihove magnitude. Drugim riječima, zvijezda, primjerice, prve magnitude je 2,5 puta svjetlija od zvijezde druge magnitude i 2,52 = 6,25 puta svjetlija od zvijezde treće magnitude.

Međutim, vrijednost magnitude nije dovoljna za karakterizaciju sjaja objekta; za to je potrebno znati udaljenost do zvijezde.

Udaljenost do objekta može se odrediti bez fizičkog dosezanja. Trebate izmjeriti smjer prema ovom objektu s oba kraja poznatog segmenta (osnove), a zatim izračunati dimenzije trokuta koji čine krajevi segmenta i udaljeni objekt. Ova metoda se naziva triangulacija.

Što je baza veća, rezultat mjerenja je točniji. Udaljenosti do zvijezda su toliko velike da duljina baze mora premašiti dimenzije Globus, inače će greška mjerenja biti velika. Srećom, promatrač putuje s planetom oko Sunca godinu dana, a ako dva puta promatra istu zvijezdu u razmaku od nekoliko mjeseci, ispada da je promatra s različitih točaka Zemljine orbite - i to već je pristojna osnova. Smjer prema zvijezdi će se promijeniti: malo će se pomaknuti u odnosu na pozadinu udaljenijih zvijezda. Taj se pomak naziva paralaksa, a kut za koji se zvijezda pomaknula na nebeskoj sferi naziva se paralaksa. Godišnja paralaksa zvijezde je kut pod kojim je prosječni radijus Zemljine orbite bio vidljiv s nje, okomito na smjer zvijezde.

Pojam paralakse povezan je s nazivom jedne od osnovnih jedinica udaljenosti u astronomiji - parseka. To je udaljenost do zamišljene zvijezde čija bi godišnja paralaksa bila točno 1". Godišnja paralaksa bilo koje zvijezde povezana je s udaljenošću do nje jednostavnom formulom:

gdje je r udaljenost u parsecima, P je godišnja paralaksa u sekundama.

Sada su udaljenosti do mnogo tisuća zvijezda određene metodom paralakse.

Sada, znajući udaljenost do zvijezde, možete odrediti njen sjaj - količinu energije koju ona stvarno emitira. Karakterizira ga apsolutni veličina.

Apsolutna magnituda (M) je magnituda koju bi zvijezda imala na udaljenosti od 10 parseka (32,6 svjetlosnih godina) od promatrača. Znajući prividnu magnitudu i udaljenost do zvijezde, možete pronaći njezinu apsolutnu magnitudu:

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

Zvijezda najbliža Suncu, Proxima Centauri, sićušni mutni crveni patuljak, ima prividnu magnitudu m=-11,3 i apsolutnu magnitudu M=+15,7. Unatoč blizini Zemlje, takva se zvijezda može vidjeti samo snažnim teleskopom. Još blijeđa zvijezda br. 359 po Wolfovom katalogu: m=13,5; M=16,6. Naše Sunce sija 50 000 puta jače od Wolfa 359. Zvijezda doradus (na južnoj hemisferi) ima tek 8. prividnu magnitudu i nije vidljiva golim okom, ali joj je apsolutna magnituda M = -10,6; ona je milijun puta sjajniji od sunca. Da je na istoj udaljenosti od nas kao Proxima Centauri, sjao bi jače od Mjeseca za punog Mjeseca.

Za Sunce M=4,9. Na udaljenosti od 10 parseka, Sunce će biti vidljivo kao blijeda zvijezda, jedva vidljiva golim okom.

Jedini fizička količina, koji može karakterizirati zvijezdu i koji se može mjeriti, je osvjetljenje koje stvara zvijezda na zemljinoj površini. Iz optike je poznato da osvjetljenje E, sjaj zvijezda L i udaljenost do zvijezde R povezani relacijom

E = L/ 4π R 2 .

Osvjetljenje koje stvara najsjajnija zvijezda Sirius na površini Zemlje više je od 10 10 puta veće od osvjetljenja koje stvara najslabija vidljiva zvijezda, ali približno isto toliko puta manje od osvjetljenja koje stvara Sunce.

Poznavajući udaljenost do zvijezde i mjereći osvjetljenje koje ona stvara, može se odrediti jedna od njezinih glavnih fizičkih karakteristika - sjaj. Pokazalo se da su sjaji zvijezda raspršeni u vrlo širokom rasponu. Sjaj većine zvijezda manji je od Sunca (za one najmanje snage milijun puta), za najveće i sjajne zvijezde, zvani bijeli ili plavi superdivovi, desetke su tisuća puta veći.

Najtoplije zvijezde imaju temperature do 35 000 K. Njihovo maksimalno zračenje nalazi se u dalekom ultraljubičastom području, pa nam se čine plave. Zvijezde s temperaturom od 10 000 K su bijele, one s temperaturom od 6000 K su žute, a one s temperaturom od 3000-3500 K su crvene.

Stol 1.Temperatura, spektar i boja nekih zvijezda

Temperatura,K	Glavne linije u vidljivom spektru (kemijski elementi)	Boja zvijezde	Predstavnik
		Plavkasto bijela	Vega (α Lyrae)
			Sirijus (α Canis Major)
	Metali, OH, TiO		Arktur (α Vol-pasa)
	Metali, OH, TiO	Tamno crvena	R Zec

Boja zvijezde

Pažljiv promatrač odmah će primijetiti da svijetle zvijezde imaju različite boje. Tako je Vega (α Lira) plavkastobijela, Aldebaran (α Bik) crvenkastožuta, Sirijus (α Veliki pas) bijeli, Antares (α Škorpion) crveni, Sunce i Capella (α Auriga) žuti. Kod slabijih zvijezda ne vidimo boju samo zbog osobitosti našeg vida. Boja zvijezde određena je njezinom temperaturom, što izravno proizlazi iz Wienovog zakona.

Energija emitirana po jedinici površine zvijezde određena je Stefan-Boltzmannovim zakonom. Cijela površina zvijezde je 4π R 2 (R— radijus zvijezde). Stoga je sjaj zvijezde određen izrazom

L= 4π R 2σ T.

Dakle, ako znamo temperaturu i sjaj zvijezde, tada možemo izračunati njezin polumjer. Kutne dimenzije zvjezdanih diskova mnogo su manje od graničnog kuta za većinu postojećih teleskopa. Samo pomoću najvećih teleskopa i posebnih metoda promatranja bilo je moguće ne samo izravno izmjeriti promjere nekoliko zvijezda, već i dobiti slike njihovih diskova.

Dobivene vrijednosti radijusa zvijezda općenito se podudaraju s onima izračunatim pomoću dane formule sjaja.

Mase zvijezda leže unutar vrlo uskih granica. Ako luminozitet zvijezda leži u rasponu od L ≈ 10 -4 L☉ do L ≈ 10 4 L☉ , polumjeri - unutar raspona od 0,01 R☉ do 3. 10 3 R☉ , tada mase zvijezda leže u rasponu od 0,02 M☉ do 100 M☉. Tijelo manje mase više nije zvijezda, a veće ne može postojati. Takva zvijezda je nestabilna i nakon formiranja će se ili osloboditi viška mase ili će se raspasti na dvije ili više zvijezda.

Tablica 2. Karakteristike nekih tipičnih zvijezda

Ime zvijezde		Luminositet, u solarnim luminozitetima	Radijus, u solarnim polumjerima	Temperatura,K	Gustoća u odnosu na gustoću vode
Glavni niz
ε Auriga
α Centauri
70 Zmijonosac
Divovi
Aldebaran
Superdivovi
Bijeli patuljci
40 Eridanija				10 000Materijal sa stranice
		2,7 . 10 -3

Sjaj zvijezde

Zvjezdani luminozitet (L) češće se izražava u jedinicama sunčevog luminoziteta (4x erg/s). Zvijezde variraju u sjaju u vrlo širokom rasponu. Većina zvijezda su "patuljci"; njihov sjaj je ponekad zanemariv čak iu usporedbi sa Suncem. Karakteristika sjaja je "apsolutna magnituda" zvijezde. Postoji i koncept "prividne magnitude", koji ovisi o sjaju zvijezde, boji i udaljenosti do nje. U većini slučajeva, "apsolutna magnituda" se koristi za realnu procjenu veličine zvijezda, bez obzira koliko su udaljene. Da biste saznali pravu magnitudu, samo trebate postaviti zvijezde na neku konvencionalnu udaljenost (recimo 10 PC-a). Zvijezde velikog sjaja imaju negativne vrijednosti. Na primjer, prividna magnituda sunca je -26,8. Na udaljenosti od 10 PC-a, ova magnituda će već biti +5 (najslabije zvijezde vidljive golim okom imaju magnitudu +6).

Radijus zvijezda

Radijus zvijezda. Poznavajući efektivnu temperaturu T ef i sjaj L, možemo izračunati radijus R zvijezde pomoću formule:

na temelju Stefan-Boltzmannova zakona zračenja (s je Stefanova konstanta). Radijusi zvijezda s velikim kutne dimenzije može se mjeriti izravno pomoću zvjezdanih interferometra. Za pomrčinske dvojne zvijezde mogu se izračunati vrijednosti najvećih promjera komponenata, izražene kao udjeli velike poluosi njihove relativne orbite.

Temperatura površine

Temperatura površine. Raspodjela energije u spektrima vrućih tijela nije ista; Ovisno o temperaturi, maksimum zračenja javlja se na različitim valnim duljinama, a boja ukupnog zračenja se mijenja. Proučavanje tih učinaka u zvijezdama, proučavanje distribucije energije u zvjezdanim spektrima i mjerenje indeksa boja omogućuju određivanje njihovih temperatura. Temperature zvijezda također su određene relativnim intenzitetima pojedinih linija u njihovom spektru, što omogućuje određivanje spektralne klase zvijezda. Spektralni razredi zvijezda ovise o temperaturi i, kako se ona smanjuje, označavaju se slovima: O, B, A, F, G, K, M. Osim toga, bočni niz ugljikovih zvijezda C grana se iz razreda G , a bočna grana S odvaja se od zvijezda klase O koje se razlikuju po toplijim zvijezdama. Poznavajući mehanizam nastanka linija u spektru, temperatura se može izračunati iz spektralne klase ako je poznato ubrzanje sile teže na površini zvijezde, koje je povezano s prosječnom gustoćom njezine fotosfere, a time i veličina zvijezde (gustoća se može procijeniti iz suptilnih značajki spektra). Ovisnost spektralnog tipa ili indeksa boje o efektivnoj temperaturi zvijezde naziva se efektivna temperaturna skala. Poznavajući temperaturu, moguće je teoretski izračunati koliki udio zračenja zvijezde pada na nevidljiva područja spektra - ultraljubičasto i infracrveno. Apsolutna magnituda i korekcija koja uzima u obzir zračenje u ultraljubičastom i infracrvenom dijelu spektra omogućuju određivanje ukupnog sjaja zvijezde.

Zamislite da negdje na moru u tami noći svjetlo tiho treperi. Ako vam iskusni mornar ne objasni što je to, često nećete znati: ili je svjetiljka na pramcu broda u prolazu ili snažan reflektor udaljenog svjetionika.

Nalazimo se u istom položaju u tamnoj noći, gledamo svjetlucave zvijezde. Njihov prividni sjaj također ovisi o njihovoj stvarnoj jačini svjetlosti, tzv osvijetljenost, i od njihove udaljenosti do nas. Samo poznavanje udaljenosti do zvijezde omogućuje izračunavanje njezinog sjaja u usporedbi sa Suncem. Na primjer, sjaj zvijezde koja je deset puta manje sjajna u stvarnosti od Sunca bit će izražen kao 0,1.

Pravi intenzitet svjetlosti zvijezde može se izraziti i drugačije izračunavanjem kolika bi nam se veličina činila da je od nas na standardnoj udaljenosti od 32,6 svjetlosnih godina, odnosno na takvoj udaljenosti da svjetlost putuje brzinom od 300 000 km/sek, prošao bi ga za ovo vrijeme.

Usvajanje takve standardne udaljenosti pokazalo se prikladnim za razne izračune. Sjaj zvijezde, kao i svakog izvora svjetlosti, varira obrnuto s kvadratom udaljenosti od nje. Ovaj nam zakon omogućuje izračunavanje apsolutnih magnituda ili sjaja zvijezda, znajući udaljenost do njih.

Kada su postale poznate udaljenosti do zvijezda, mogli smo izračunati njihov sjaj, odnosno mogli smo ih nekako poredati i međusobno usporediti u istim uvjetima. Mora se priznati da su rezultati bili nevjerojatni, jer se ranije pretpostavljalo da su sve zvijezde “slične našem Suncu”. Pokazalo se da je sjaj zvijezda nevjerojatno raznolik i one se u našoj liniji ne mogu usporediti ni s jednom linijom pionira.

Navest ćemo samo ekstremne primjere sjaja u svijetu zvijezda.

Dugo je najslabija poznata zvijezda koja je 50 tisuća puta blijeđa od Sunca, a njena apsolutna vrijednost sjaja iznosi +16,6. Međutim, kasnije su otkrivene još blijeđe zvijezde čiji je sjaj u usporedbi sa Suncem milijune puta manji!

Dimenzije u svemiru su varljive: Deneb sa Zemlje svijetli jače od Antaresa, ali Pištolj se uopće ne vidi. Međutim, promatraču s našeg planeta i Deneb i Antares izgledaju kao jednostavno beznačajne točke u usporedbi sa Suncem. Koliko je to pogrešno može prosuditi jednostavna činjenica: puška emitira svjetlosti u sekundi koliko Sunce u jednoj godini!

Na drugom rubu linije zvijezda stoji "S" od Zlatne ribice, vidljiv samo u zemljama južne Zemljine polutke kao zvjezdica (dakle, nije vidljiv ni bez teleskopa!). Naime, on je 400 tisuća puta svjetliji od Sunca, a njegova apsolutna vrijednost sjaja je -8,9.

Apsolutno Vrijednost sjaja našeg Sunca je +5. Ne tako puno! S udaljenosti od 32,6 svjetlosnih godina teško bismo ga vidjeli bez dalekozora.

Ako svjetlina obična svijeća uzeti kao sjaj Sunca, onda će u usporedbi s njim "S" od Dorada biti snažan reflektor, a najslabija zvijezda je slabija od najjadnije krijesnice.

Dakle, zvijezde su udaljena sunca, ali njihov intenzitet svjetlosti može biti potpuno drugačiji od one naše zvijezde. Slikovito govoreći, mijenjanje našeg Sunca drugim moralo bi se učiniti s oprezom. Od svjetla jednog bismo oslijepili, u svjetlu drugog bismo lutali kao u suton.

Veličine

Budući da su oči prvi instrument u mjerenju, moramo znati jednostavna pravila, koji upravljaju našim procjenama svjetline izvora svjetlosti. Naša procjena razlika u svjetlini je relativna, a ne apsolutna. Uspoređujući dvije blijede zvijezde, vidimo da se primjetno razlikuju jedna od druge, ali za dvije sjajne zvijezde istu razliku u sjaju ne primjećujemo, jer je beznačajna u usporedbi s ukupnom količinom emitirane svjetlosti. Drugim riječima, naše oči procjenjuju relativna, ali ne apsolutni razlika u sjaju.

Hiparh je prvi podijelio zvijezde vidljive golim okom u šest klasa, prema njihovom sjaju. Kasnije je ovo pravilo donekle poboljšano bez promjene samog sustava. Razredi magnitude raspoređeni su tako da bi zvijezda 1. magnitude (prosjek 20) ​​proizvela stotinu puta više svjetla od zvijezde 6. magnitude, koja je na granici vidljivosti za većinu ljudi.

Razlika od jedne magnitude jednaka je kvadratu 2,512. Razlika od dvije veličine odgovara 6,31 (2,512 na kvadrat), razlika od tri veličine odgovara 15,85 (2,512 na treću potenciju), razlika od četiri veličine odgovara 39,82 (2,512 na četvrtu potenciju), a razlika od pet veličine odgovara 100 (2,512 na kvadrat).

Zvijezda 6. magnitude daje nam sto puta manje svjetla, od zvijezde 1. magnitude, a zvijezda 11. magnitude je deset tisuća puta manja. Ako uzmemo zvijezdu 21. magnitude, tada će njezin sjaj biti manji od 100.000.000 puta.

Kao što je već jasno - apsolutna i relativna vrijednost vožnje,
stvari su potpuno neusporedive. Za “relativnog” promatrača s našeg planeta, Deneb u zviježđu Labuda izgleda otprilike ovako. No zapravo, cijela orbita Zemlje jedva bi bila dovoljna da u potpunosti obuhvati opseg ove zvijezde.

Da biste ispravno klasificirali zvijezde (a sve su različite jedna od druge), morate pažljivo osigurati da se duž cijelog intervala između susjednih zvjezdanih magnituda održava omjer sjaja od 2,512. Nemoguće je obaviti takav posao golim okom, potrebni su vam posebni alati, npr fotometri Pickering, koristi se kao standard Sjeverna zvijezda ili čak “prosječna” umjetna zvijezda.

Također, radi praktičnosti mjerenja, potrebno je oslabiti svjetlost vrlo svijetlih zvijezda; to se može postići ili polarizacijskim uređajem ili uz pomoć fotometrijski klin.

Čisto vizualne metode, čak ni uz pomoć velikih teleskopa, ne mogu proširiti našu skalu magnitude na blijede zvijezde. Osim toga, metode vizualnog mjerenja trebale bi se (i mogu) izvoditi samo izravno na teleskopu. Stoga je u naše vrijeme već napuštena čisto vizualna klasifikacija, a koristi se metoda fotoanalize.

Kako možete usporediti količinu svjetlosti koju prima fotografska ploča od dvije zvijezde različitog sjaja? Da bi izgledale iste, potrebno je prigušiti svjetlost svjetlije zvijezde za poznatu količinu. Najlakši način da to učinite je postavljanjem otvora blende ispred leće teleskopa. Količina svjetlosti koja ulazi u teleskop varira ovisno o području leće, tako da se slabljenje svjetla bilo koje zvijezde može točno izmjeriti.

Odaberimo neku zvijezdu kao standardnu ​​i fotografirajmo je s punim otvorom teleskopa. Zatim ćemo odrediti koji otvor blende treba koristiti pri određenoj ekspoziciji kako bismo dobili istu sliku pri snimanju svjetlije zvijezde kao u prvom slučaju. Omjer površina smanjene i pune rupe daje omjer svjetline dvaju objekata.

Ova metoda mjerenja daje pogrešku od samo 0,1 magnitude za bilo koju zvijezdu u rasponu od 1. do 18. magnitude. Tako dobivene veličine nazivaju se fotovizualni.