Во сколько раз светило ригеля больше светимости солнца

Во сколько раз светимость ригеля больше светимости солнца?

Абсолютная звёздная величина (светимость) Ригеля -7,21, тогда как абсолютная звёздная величина Солнца 4,83 (если б Солнце было от на на расстоянии в 10 св. лет, то есть на том, для которого и указывается абсолютная величина, оно было бы довольно тусклой звёздочкой). Поскольку шкала звёздных величин логарифмическая, с довольно необычным основанием в 2,512, то разница по шкале светимости в

12 выливается в вот такую — на пять порядков — разницу в абсолютных величинах.

Во-первых, погаснет/взорвётся оно где-то так через 5-10 миллиардов лет. Шансов человечеству дожить до этого момента практически нет. Во-вторых, если оно и доживёт, то явно пребыванием на одной только Земле, да и вообще Солнечной системе, ограничено на тот момент не будет. Потом Земля сгорит на фазе превращения Солнца в «красного гиганта», поэтому вопрос неактуальный в любом случае.

Если смотреть с земли, то узнать солнце в небе очень просто — это самая близкая и самая яркая звезда на небе, которая светит днем, и своим светом затмевает все остальные звезды.

Но если с земли нам кажется, что солнце огромное и яркое, то среди других звезд в космосе оно не такое и большое.

Звезды астрономы делят на несколько категорий, сообразно их яркости и размерам. Есть например холодные красные гиганты, которые во много раз больше солнца, есть белые яркие и очень горячие звезды, есть холодные синие звезды.

Солнце по этой классификации всего лишь желтый карлик, звезда небольших размеров и не очень горячая. По этим признакам мы и находим солнце среди звезд на рисунке:

Потому же, почему он преломляется в любой среде, отличной от вакуума. Воздух атмосферы оказывает некоторое сопротивление, снижающее скорость распространения света. Поэтому луч света, входящий в атмосферу под углом, отличным от прямого, движется не по прямой АВ, а по ломаной линии, обеспечивающей наименьшее время прохождения от точки А до точки В. А если на пути попадаются капли воды (дождь), то ломаная становится более сложной. А поскольку скорость распространения волн разной длины (свет — это же сумма электромагнитных волн различной длины) не в вакууме различна, мы можем видеть радугу.

Ещё 10 миллиардов лет оно будет светить точно. Но мы до того момента не доживём. Даже планета Земля не доживёт — её расплавит всё расширяющееся солнце через 7,6 миллиардов лет.

Ну а пока солнышко светит — можно успеть нарадоваться жизни по самое нихочу.

Метагалактика ограничена 46 миллиардов лет. Но видимая часть Вселенной имеет радиус примерно 14 миллиардов световых лет, что равно возрасту Вселенной. На карту нанесены многие звезды из радиуса 2 миллиарда световых лет, они и имеют названия. Но самый дальний видимый объект на 2016 год- это галактика GN-z11 на расстоянии 13,4 миллиарда световых лет.

Точнее, 13,4 миллиарда лет назад она была на таком расстоянии. Сейчас она намного дальше: сопутствующее расстояние около 32 миллиардов световых лет.

Источник

Модели звёзд

В зависимости от массы и размеров звёзды различаются по внутреннему строению, хотя все имеют примерно одинаковый химический состав (95—98% их массы составляют водород и гелий).

Звезды главной последовательности, температура которых такая же, как у Солнца, или ниже, похожи на него по внутреннему строению. Среди множества звёзд этого типа есть и такие, которые по многим своим характеристикам являются «двойниками» Солнца. Наиболее яркой из них является β Гончих Псов. У более горячих звёзд главной последовательности внешняя конвективная зона отсутствует. В этих звёздах конвекция происходит в ядре протяжённостью до 1/4 их радиуса, окружённом лучистой оболочкой (рис. 5.22).

Гиганты и сверхгиганты имеют очень маленькое ядро (его радиус около 0,001 доли радиуса звезды). Термоядерные реакции происходят в окружающем его тонком слое; далее на протяжении около 0,1 радиуса звезды происходит передача энергии излучением. Практически весь остальной объём (9/10 радиуса) составляет протяжённая конвективная зона. Белые карлики состоят из вырожденного газа, давление которого определяется лишь его плотностью и не зависит от температуры. Равновесие такой «экзотическом» звезды, масса которой равна солнечной, наступает лишь тогда, когда она сожмётся до размеров, примерно равных размерам Земли. Внутри белого карлика температура достигает 10 млн К и практически не меняется; только в тонкой оболочке из «обычного» вещества она резко падает до 10 000 К.

В 1996 г. были открыты космические тела, которые являются промежуточным звеном между звёздами и планетами. Они получили название «коричневые карлики», поскольку излучают слабо и только в инфракрасном диапазоне. Именно это излучение было обнаружено приборами, установленными на борту искусственных спутников. Коричневые карлики обладают слишком малой массой, что не обеспечивает температуры, необходимой для протекания термоядерной реакции превращения водорода в гелии. Гравитационное сжатие их массы достаточно лишь для того, чтобы достигнутая температура обеспечила в течение короткого (по космическим меркам) времени превращение дейтерия (тяжёлого изотопа водорода) в гелий. Масса коричневых карликов составляет всего лишь 0,01—0,07 массы Солнца. Про них можно сказать, что они ещё не звёзды, но уже не планеты.

Понять, как связаны между собой различные типы звёзд, как они возникают и как происходит их эволюция, оказалось возможным только на основе изучения всей совокупности звезд, образующих огромные звездные системы — галактики.

Пример решения задачи

1. Период обращения двойной звезды 100 лет. Большая полуось видимой орбиты а = 2,0″, а параллакс р = 0,05″. Определите сумму масс и массы звёзд в отдельности, если они отстоят от центра масс на расстояниях, относящихся как 1 :4.

1. Чем объясняется изменение яркости некоторых двойных звёзд? 2. Во сколько раз отличаются размеры и плотности звёзд-сверхгигантов и карликов? 3. Каковы размеры самых маленьких звёзд?

1. Определите сумму масс двойной звезды Капелла, если большая полуось её орбиты равна 0,85 а. е., а период обращения 0,285 года. 2. Во сколько раз светимость Ригеля больше светимости Солнца, если его параллакс равен 0,003″, а видимая звёздная величина 0,34? 3. Какова средняя плотность красного сверхгиганта, если его диаметр в 300 раз больше солнечного, а масса в 30 раз больше массы Солнца?

Источник

Физические характеристики звезд

Звезды представляются нам светящимися точками. Одни из них видны лучше, другие едва различимы невооруженным глазом, третьи видны только в телескоп. Единственной характеристикой звезды, которую можно измерить, является освещенность, создаваемая звездой на земной поверхности.

где E – освещенность, L – светимость, R – расстояние до звезды.

Зная освещенность и расстояние до звезды, можно определить ее светимость, одну из основных ее характеристик. Светимости звезд лежат в очень широких пределах. У большинства звезд светимость меньше солнечной (у самых маломощных в миллион раз), а у белых или голубых сверхгигантов в десятки тысяч раз больше.

Согласно закону Стефана-Больцмана,

Энергия, излучаемая поверхностью нагретого тела, пропорциональна четвертой степени температуры.

W – энергия, излучаемая поверхностью в 1 м 2 за 1 с,

σ = 5,67·10 -8 Вт/(м 2 ·К 4 ) – постоянная Стефана-Больцмана,

T – температура поверхности.

Вся поверхность звезды равна 4π R 2 , поэтому светимость звезды определяется выражением

Зная светимость и температуру, можно определить радиус звезды. С помощью самых мощных телескопов и специальных наблюдений удалось получить изображения дисков звезд, которые совпали с вычисленными по формуле светимости.

Внимательный наблюдатель заметит, что звезды имеют разный цвет. Цвет звезды определяется ее температурой, что следует из закона Вина

Длина волны максимума излучения обратно пропорциональна абсолютной температуре излучающего тела

Положение максимума излучения определяет цвет звезды.

Спектральные классы — классификация звёзд по спектру излучения, в первую очередь, по температуре фотосферы. Различия в спектрах звезд обусловливаются различием физических свойств их атмосфер, в основном, температуры и давления (определяющих степень ионизации атомов).

Солнце относится к спектральному классу G, имеет температуру поверхности фотосферы 5700 К.

Вскоре после открытия спектрального анализа ученые смогли определить и истинный химический состав звезд. Он оказался удивительно одинаковым. Во всех звездах преобладающими элементами по массе являются водород (около 65%) и гелий (около 35%). На долю всех остальных элементов приходится не более 1% массы звезды.

Химический состав зависит и от возраста. В самых старых звездах количество тяжелых (тяжелее гелия) элементов не превышает 0,1%, в самых молодых доходит до 4%. Это очень важно для теории эволюции звезд, галактик и Вселенной.

Массы звезд лежат в очень узких пределах. Если светимости могут быть 10 -4 L _ʘ L 4 L _ʘ , радиусы от 0,01 R _ʘ до 3·10 3 R _ʘ , то массы всего от 0,02 M _ʘ до 100 M _ʘ . Тело меньшей массы уже не является звездой, а большей не может существовать и уже при возникновении либо сбросит избыточную массу, либо распадется на несколько.

Сопоставление масс, радиусов и светимостей показывает, что между ними есть связь.

Соотношение масса – светимость – уравнение, показывающее зависимость этих величин для звезд главной последовательности.

a = 3,5 для звезд главной последовательности с массами 2М _ʘ M M _ʘ . Не применима к красным гигантам и белым карликам.

Чем больше масса звезды на главной последовательности, тем больше ее радиус и светимость и выше эффективная температура. По этой причине звезды ранних спектральных классов (О, B, A, F) лежат левее Солнца на диаграмме Герцшпрунга-Рессела (цвет-светимость), так как цвет (спектральный класс) звезды определяется ее эффективной температурой.

Наблюдаемые характеристики звезд

Видимая звёздная величина (m) — мера яркости небесного тела (точнее, освещённости, создаваемой этим телом) с точки зрения земного наблюдателя. Чем ярче объект, тем меньше его звёздная величина.

Уточнение «видимая» указывает только на то, что эта звёздная величина наблюдается с Земли; это уточнение нужно, чтобы отличить её от абсолютной. Оно не указывает на видимый диапазон: видимыми называют и величины, измеренные в инфракрасном или каком-либо другом диапазоне.

Оказалось, что изменение блеска на одну звездную величину соответствует изменению светового потока в 2,512 раза.

Принято, что Вега (α Лиры) имеет звездную величину, равную 0 m . Более яркие светила имеют отрицательную звездную величину.

Абсолютная звёздная величина ( M ) для звёзд определяется как видимая звёздная величина объекта, если бы он был расположен на расстоянии 10 парсек от наблюдателя. Абсолютная болометрическая (учитывающая полное излучение во всех диапазонах электромагнитных волн) звёздная величина Солнца +4,8.

Если известна видимая звёздная величина m и расстояние до объекта d, можно вычислить абсолютную звёздную величину по формуле:

где d ₀ = 10 пк ≈ 32,616 световых лет.

Зная расстояние до звезды r в парсеках или годичный параллакс π΄΄ в секундах можно рассчитать абсолютную звездную величину по формулам:

Видимая и абсолютная звездная величина некоторых звезд

Задачи

Крупнейшим наземным телескопам (в частности, двум самым большим в мире 10-метровым телескопам Кека) доступны звезды 28 m . Во сколько раз они слабее звезд, едва различимых невооруженным глазом?

Переменная o Cet (Мира Кита) в максимуме имеет визуальный блеск -2,5 m , в минимуме -9,2 m . Во сколько примерно раз меняется ее светимость в видимом диапазоне?

Разность звездных величин двух звезд одинаковой светимости равна 2,5 m . Во сколько раз одна из них дальше другой?

Где светлее – днем на Плутоне или в лунную ночь на Земле?

Из вещества Луны в полнолуние сделали миллион одинаковых сферических спутников, оставив их примерно в том же месте, но так, чтобы они не затеняли друг друга. Какова звездная величина получившегося роя? Звездная величина полной Луны вам известна.

Двойная звезда имеет компоненты 2 m и 3 m . Найти суммарную звездную величину двойной.

Затменно-двойная система имеет одинаковые компоненты. На сколько звездных величин меняется блеск системы в момент полного затмения одной компоненты другой?

В звездном скоплении N звезд звездной величины m каждая. Найти суммарную звездную величину скопления.

На небе около 6000 звезд ярче 6-й звездной величины. Считая, что у всех звезд одинаковая светимость и что они распределены в пространстве равномерно, оценить, сколько на небе звезд ярче m-й звездной величины.

* На каком примерно расстоянии надо поместить 100-ваттную лампочку, чтобы она выглядела как звезда 0-й звездной величины?

* Можно ли с Луны невооруженным глазом увидеть города на Земле?

* Один из четырех галилеевых спутников Юпитера – Европа – имеет радиус 1600 км и полностью покрыт льдом. Оцените звездную величину Европы в тот момент, когда Юпитер ближе всего к Земле.

Оцените максимальное расстояние (в пк), с которого Солнце еще видно невооруженным глазом.

В 1987 году в Большом Магеллановом облаке вспыхнула сверхновая звезда, которая в максимуме имела видимую звездную величину m = +3. Определить абсолютную звездную величину сверхновой, если расстояние до БМО R = 52 кпк.

Во сколько раз отличаются светимости двух звезд одинакового цвета, если радиус одной из них больше, чем другой, в 25 раз?

Во сколько раз красный гигант больше красного карлика, если их светимости отличаются в 100 раз?

Параллакс Солнца p₀ = 8″,8, а видимый угловой радиус Солнца примерно 30′. Во сколько раз радиус Солнца больше радиуса Земли?

Фотографические абсолютные звездные величины М цефеид с периодом свыше 40 дней достигают –7 звездной величины. Определить расстояние до ближайшей галактики, если такая цефеида наблюдается как звезда с видимой звездной величиной +18.

Порфирьев В.В., Астрономия: Учебник для 11 кл. – М.: Просвещение, 2004 – 174 с.: ил.

Источник