Светимость звезд
Светимостью звезды L называется ее истинная сила света по сравнению с силой света Солнца.
Абсолютной звездной величиной М называется та видимая звездная величина, которую имела бы звезда, если бы находилась от нас на стандартном расстоянии D0 = 10 пс.
Величины L и М легко вычислить, если известны расстояние до звезды D и параллакс р. В самом деле, блеск источника света меняется обратно пропорционально квадрату расстояния.
Величины М и I в разных единицах выражают истинную силу света звезды независимо от расстояния до нее.
Абсолютные величины очень ярких звезд отрицательны и доходят до М = —8, а иногда и выше. Такие звезды называются гигантами и сверхгигантами. Звезда S Золотой Рыбы ярче нашегр Солнца в 500 000 раз, ее светимость L=500 000, и видно ее в южном полушарии неба лишь в сильный бинокль. А наше Солнце считается звездой-карликом! Наименьшую силу света имеют холодные красные карлики с М=17 и L = 0,000 013.
Существуют звезды одинаковой температуры и цвета, но с разной светимостью. У таких звезд спектры в общем одинаковы, однако можно заметить различия в относительных интенсивностях некоторых линий. Это происходит оттого, что при одинаковой температуре давление в их атмосферах несколько различно. В атмосферах звезд-гигантов давление меньше, они разреженнее.
Существуют типы звезд, меняющих свой блеск по определенному закону и имеющих определенную абсолютную звездную величину. Тогда, зная их абсолютную звездную величину и сравнивая ее с их видимой величиной, мы можем определить расстояние до звезд. Такими способами удалось вычислить расстояния до определенных типов звезд, составляющие иногда несколько миллионов световых лет.
Источником энергии Солнца и большинства звезд являются ядерные реакции превращения водорода в гелий. Они происходят в недрах звезд при температурах внесколько десятков миллионов градусов.
Источник
Истинная сила света звезды по сравнению с силой света солнца называется
Фотография большого Магелланова Облака. Эта далекая звездная система видна невооруженным глазом в южном полушарии Земли.
Фотография темной пылевой туманности Конская голова.
графический атлас неба показывает все звезды до 21-й величины. Он состоит почти из 900 листов, каждый из которых представляет квадрат размером 36×36 см.
Видимое и действительное. Светимости звезд
В астрономии всегда нужно ясно отличать видимое от действительного. Мы говорим: «Солнце коснулось горизонта»,— и мы это видим. Но ведь на самом-то деле Солнце горизонта не касается и горизонт — это только видимая линия, кажущийся край Земли.
Самое грубое указание видимого места звезды на небе — это указание созвездия, в котором звезда находится. Но это указание говорит лишь о приблизительном направлении к звезде. Соседние на вид звезды одного созвездия могут быть на совершенно различных расстояниях от нас, а в пространстве очень далекими друг от друга. Следовательно, указание «в таком-то созвездии» есть лишь указание направления к звезде, а не положения ее в пространстве.
Расстояния до многих ближайших звезд, а следовательно, их положения не только видимые, но и в пространстве удалось определить с большим трудом. Расстояния же до подавляющего большинства звезд пока не поддаются точному определению.
Звезда, кажущаяся яркой, может выглядеть такой или оттого, что она близка к нам, или оттого, что хотя она и далека, но ее истинная сила света очень велика. Из 20 ближайших к нам звезд только три видны невооруженным глазом, а из 20 звезд, кажущихся самыми яркими, только три входят в число ближайших. Другие самые яркие звезды находятся очень далеко от нас, но они излучают много света.
Сила света звезды по сравнению с Солнцем называется ее светимостью. Если говорят, что светимость звезды равна 5, то это значит, что она в действительности в 5 раз ярче Солнца, а если ее светимость обозначается 0,2, то она в 5 раз слабее Солнца.
Светимость звезды можно рассчитать, если известно расстояние до нее. И наоборот, зная светимость звезды, можно определить расстояние до нее, так как видимый блеск источника света меняется обратно пропорционально расстоянию до него.
Велик и разнообразен мир звезд. Если свет Солнца принять за свет свечи, то во Вселенной есть звезды, которые светят и как ночные светлячки, и как мощные прожекторы. Точнее говоря, есть звезды по силе света в 50 тыс. раз слабее Солнца (из них мы видим лишь ближайшие) и в миллион раз ярче его. Некоторые звезды иногда светят в миллиард раз ярче Солнца — о них будет сказано дальше.
Самые яркие звезды ярче самых слабых в десятки миллиардов раз. Таким образом, когда мы говорим, что все звезды — это такие же солнца, как наше, то подразумеваем под этим лишь то, что все они самосветящиеся вследствие высокой температуры небесные тела. Сила же их света, или светимость, и размеры очень разнообразны.
«Градусники» для звездных температур
Звезды различны не только по силе света, но и по цвету. Если мы присмотримся к более ярким звездам, то заметим, что они различного цвета: голубоватого, белого, желтого, оранжевого и красного. Как установили ученые, цвет звезд соответствует температуре их поверхности. Голубоватые звезды самые горячие — температура на их поверхности составляет десятки тысяч градусов. У белых звезд (таких, как Сириус и Вега) температура около 10 000°, у желтых (как Капелла и наше Солнце) — порядка 6000° и у красных (как Бетельгейзе и Антарес) — 3000° и ниже. Повторяем, это температура их поверхности. В направлении к центру звезд температура растет и в центре достигает миллионов и десятков миллионов градусов. На Земле совсем недавно такие высокие температуры были недостижимы. Только в последнее время при взрыве атомных и водородных бомб они возникают на короткое время. Причина и тут и там одного и того же характера — в недрах звезд происходят реакции с ядрами атомов и постепенное превращение водорода в гелий. Эти реакции и поддерживают мощное тепловое и световое излучения Солнца и звезд в течение огромных промежутков времени.
Изучение звездных температур и происходящих в звездах атомных реакций имеет очень важное практическое значение. Именно оно и помогло овладеть атомной энергией на Земле. Недра звезд — это как бы гигантские физические лаборатории. Они помогают нам изучать свойства вещества в условиях, вообще неосуществимых на Земле или осуществимых лишь на миг в лабораториях.
Источник
Светимость и движение звезд и солнечной системы
Каждая звезда является огромным раскаленным и потому самосветящимся газовым шаром, подобным нашему Солнцу. Но в строении и вообще в физическом состоянии звезд наблюдаются многочисленные, различия. Нагляднее всего эти различия выступают при сравнении — звезд с Солнцем.
Светимостью называется отношение истинной силы света звезды к силе света Солнца.
Пусть, например, путем измерения установлено, что некоторая звезда отстоит от нас в миллион (10^6) раз дальше, чем Солнце, и что ее видимый блеск в миллион миллионов раз(10^12) меньше солнечного (это будет звезда, примерно 3,5-й звездной величины). Если бы мы поместили эту звезду на расстоянии, равном расстоянию от нас до Солнца, то она стала бы нам казаться в (10^6)^2 раз более яркой, то есть оказалась бы такой же яркой, как Солнце. Следовательно, данная звезда в действительности имеет такую же силу света, как Солнце; ее светимость равна единице. Подобным же образом можно рассчитать светимости других звезд.
Светимости звезд чрезвычайно различны. Наибольшей светимостью среди известных звезд обладает звезда S Золотой Рыбы. Она видна как звездочка 8-й величины, но в действительности приблизительно в миллион раз ярче нашего Солнца. Звезды с наименьшей светимостью светят в сотни тысяч раз слабее Солнца. Наше Солнце по своей светимости является средней звездой — не очень яркой, но и не очень слабой.
Взаимные положения звезд на небе представляются совершенно неизменными даже на протяжении многих веков. В действительности же все звезды, в том числе и наше Солнце, движутся, и притом с огромными скоростями — в десятки и сотни километров в секунду. Но вследствие чрезвычайно больших расстояний до звезд изменение их положений, видимое с Земли, происходит очень медленно.
Обнаружить и изучить движение звезд можно двумя путями: при помощи спектрального анализа и при помощи измерения смещений звезд на небесной сфере.
Когда звезда движется к нам или от нас, это обнаруживается по смещению линий в ее спектре (См. Спектральный анализ) Эта скорость определяется в километрах в секунду непосредственно по величине смещения линий в спектре.
Та часть скорости движения звезды, которая направлена перпендикулярно к линии, по которой мы смотрим на звезду, спектральным анализом не обнаруживается, так как при этом движении звезда к нам не приближается и не удаляется от нас. Эту составляющую скорости можно определить по смещению звезды на небесной сфере. Измеряется она в секундах дуги в год, но если расстояние до звезды известно, то ее можно выразить и в километрах в секунду.
Заметить перемещение звезд на небесной сфере можно путем сравнения фотографий под микроскопом. С течением времени перемещение звезд должно стать заметным и для невооруженного глаза. Например, поскольку семь звезд ковша Большой Медведицы движутся с неодинаковой скоростью по одному и тому же направлению, они через несколько десятков тысячелетий заметно сместятся одна по отношению к другой. Поэтому очертание ковша Большой Медведицы со временем нарушается, как это показано на рисунке 92.
По отношению к соседним звездам наша солнечная система движется в направлении к созвездиям Лиры и Геркулеса со скоростью 20 км/сек (Рисунок 93).
Напомним, что в созвездиях звезды лишь видимо близки друг к другу, но в действительности они находятся на громадных и очень различных расстояниях как от нас, так и одна от другой. Поэтому нельзя даже ставить вопрос о том, «когда мы долетим до этих созвездий».
По мере нашего приближения к звездам созвездий Лиры и Геркулеса они словно расступаются перед нами. Очертания этих созвездий в далеком будущем совершенно изменятся, и соседями Солнца станут другие звезды, но расстояние до них по-прежнему останется чрезвычайно большим.
О столкновении Солнца с какой-либо звездой не может быть и речи ввиду огромности расстояний между ними. Столкновение звезд так же маловероятно, как столкновение двух пылинок, плавающих в разных концах большого театрального зала.
Источник
Светимость звезд и звездные величины
Истинный размер звезд существенно отличается от того, как это видится с Земли
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, и от их расстояния до нас. Только знание расстояния до звезды позволяет подсчитать ее светимость по сравнению с Солнцем. Если мы возьмем Солнце за эталон равный 1 (т.е. эталонное расстояние для наблюдаемого объекта – это наша позиция на Земле к объекту находящемуся на таком же расстоянии от нас, как и Солнце), то, 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.
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».
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.
Вас может заинтересовать
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.
Звездные величины
Поскольку глаза служат первым инструментом при измерениях, мы должны знать простые правила, которым подчиняются наши оценки блеска источников света. Наша оценка различия в блеске является скорее относительной, чем абсолютной. Сравнивая две слабые звезды, мы видим, что они заметно отличаются друг от друга, но для двух ярких звёзд такое же различие в блеске остаётся нами незамеченным, так как оно ничтожно по сравнению с общим количеством излучаемого света. Другими словами, наши глаза оценивают относительное, а не абсолютное различие в блеске.
Гиппарх впервые поделил видимые простым глазом звёзды на шесть классов, соответственно их блеску. Позднее это правило несколько улучшили не меняя самой системы. Классы звёздных величин распределили так, чтобы звезда 1-й величины (средняя из 20 ярчайших звёзд на небе) давала в сто раз больше света, чем звезда 6-й величины, которая находится на пределе видимости для большинства людей.
Разница в одну звездную величину равна квадрату числа 2,512. Разница в две величины соответствует 6,31 (2,512 в квадрате), в три величины— 15,85 (2,512 в третьей степени), в четыре— 39,82 (2,512 в четвертой степени), а в пять величин— 100 (2,512 в пятой степени).
Звезда 6-й величины даёт нам в сто раз меньше света, чем звезда 1-й величины, а звезда 11-й величины в десять тысяч раз меньше. Если же взять звезду 21-й величины, то её блеск будет меньше 100 000 000 раз.
Как уже понятно – абсолютная и относительная заездная величина,
вещи совершенно не сопоставимые. Для “относительного” наблюдателя с нашей планеты, Денеб в созвездии Лебедя выглядит примерно так. А на самом деле всей орбиты Земли едва хватило бы, чтобы целиком вместить окружность этой звезды.
Чтобы правильно классифицировать звезды (а вед все они отличаются друг от друга), нужно тщательно следить за тем, чтобы вдоль всего интервала между соседними звёздными величинами поддерживалось отношение блеска, равное 2,512. Простым глазом проделать такую работу невозможно, нужны специальные инструменты, по типу фотометров Пикеринга, использующих как эталон Полярную Звезду или даже “среднюю” искусственную звезду.
Также для удобства измерений необходимо ослабить свет очень ярких звёзд; этого можно добиться или поляризационным приспособлением, или с помощью фотометрического клина.
Чисто визуальными методами, даже с помощью больших телескопов, нельзя распространить нашу шкалу звёздных величин на слабые звёзды. Кроме того, визуальные методы измерения должны (и могут) производиться только непосредственно у телескопа. Поэтому, от чисто визуальной классификации, в наше время уже отказались, и используют метод фотоанализа.
Как можно сравнить количества света, получаемые фотопластинкой от двух звёзд различного блеска? Чтобы они казались одинаковыми, необходимо ослабить свет от более яркой звезды на известную величину. Проще всего сделать это, поставив диафрагму перед объективом телескопа. Количество света, попадающее в телескоп, меняется в зависимости от площади объектива, так что можно точно измерить ослабление света любой звезды.
Выберем какую-нибудь звезду в качестве стандартной и сфотографируем её с полным отверстием телескопа. Затем определим, каким отверстием нужно пользоваться при данной экспозиции, чтобы при съёмке более яркой звезды получить такое же изображение, как и в первом случае. Отношение площадей уменьшённого и полного отверстий даёт отношение блеска двух объектов.
Такой метод измерения дает погрешность всего 0,1 звёздной величины для любой из звезд в интервале от 1-й до 18-й звездной величины. Получаемые таким образом звёздные величины называются фотовизуальными.
Источник