Светимость звезды Светимость звезды, сила света звезды, т. е. величина излучаемого звездой светового потока, заключённого в единичном телесном угле. Термин «светимость звезды» не соответствует термину «светимость» общей фотометрии. С. звезды может относиться как к какой-либо области спектра звезды (визуальная С. звезды, фотографическая С. звезды и т. п.), так и к суммарному её излучению (болометрическая С. звезды). С. звезды выражается обычно в единицах светимости Солнца, равной 3·1027 международных свечей, или 3,8·1033 эрг/сек . Светимости отдельных звёзд сильно отличаются друг от друга: существуют звёзды, болометрическая светимость которых достигает полумиллиона в единицах светимости Солнца (звёзды-сверхгиганты спектрального класса О), а также звёзды с болометрической светимостью, в сотни тысяч раз меньшей солнечной. Предполагают, что существуют звёзды с ещё более низкой светимостью. Наряду с массами, радиусами и поверхностными температурами звёзд, светимости являются важнейшими характеристиками звёзд. Связь между этими звёздными характеристиками рассматривается в теоретической астрофизике. С. звезды L связана с абсолютной звёздной величиной М зависимостью:

М = ‒ 2,5 lg L + 4,77.

См. также ст. Звёзды и лит. при ней.

Большая советская энциклопедия. - М.: Советская энциклопедия . 1969-1978 .

Смотреть что такое "Светимость звезды" в других словарях:

В общей физике, светимость плотность потока световой энергии в данном направлении. В экспериментальной физике элементарных частиц светимостью называют параметр ускорителя или коллайдера, характеризующий интенсивность столкновения встречных пучков … Википедия

Величина, измеряемая отношением полной энергии, которую излучает звезда, ко времени излучения. Единица С. звезды в СИ ватт. С. Солнца, равная 3,86·1026 Вт, используется как единица светимости других звёзд … Астрономический словарь

Светимость термин, используемый для именования некоторых физических величин. Содержание 1 Фотометрическая светимость 2 Cветимость небесного тела … Википедия

Звезды мощность излучения. Обычно выражается в единицах, равных светимости Солнца L? = 3,86?1026 Вт … Большой Энциклопедический словарь

Горячие светящиеся небесные тела, подобные Солнцу. Звезды различаются по размеру, температуре и яркости. По многих параметрам Солнце типичная звезда, хотя кажется гораздо ярче и больше всех остальных звезд, поскольку расположено намного ближе к… … Энциклопедия Кольера

I Светимость в точке поверхности, отношение светового потока (См. Световой поток), исходящего от малого элемента поверхности, который содержит данную точку, к площади этого элемента. Одна из световых величин (См. Световые величины).… … Большая советская энциклопедия

СВЕТИМОСТЬ, абсолютная яркость ЗВЕЗДЫ количество энергии, излучаемой ее поверхностью в секунду. Выражается в ваттах (джоулях в секунду) или в единицах измерения яркости Солнца. Болометрическая светимость измеряет общую мощность света звезды на… … Научно-технический энциклопедический словарь

СВЕТИМОСТЬ звезды, мощность излучения. Обычно выражается в единицах, равных светимости Солнца L¤ = 3,86Ч1026 Вт … Энциклопедический словарь

Звезды больших размеров и высоких светимостей. Радиус гиганта достигает 1000 радиусов Солнца, а светимости в 1000 превосходит раз светимость Солнца. Гиганты имеют малые средние плотности из за протяженных разреженных оболочек. У некоторых… … Астрономический словарь

Звезды, мощность излучения. Обычно выражается в единицах светимости Солнца 1,0 = 3,86*1026 Вт … Естествознание. Энциклопедический словарь

Светимость

Долгое время астрономы полагали, что различие видимого блеска звёзд связано только с расстоянием до них: чем дальше звезда, тем менее яркой она должна казаться. Но когда стали известны расстояния до звёзд, астрономы установили, что иногда более далёкие звёзды имеют больший видимый блеск. Значит, видимый блеск звёзд зависит не только от их расстояния, но и от действительной силы их света, то есть от их светимости. Светимость звезды зависит от размеров поверхности звёзд и от её температуры. Светимость звезды выражает её истинную силу света по сравнению с силой света Солнца. Например, когда говорят, что светимость Сириуса равна 17, это значит, что истинная сила его света больше силы света Солнца в 17 раз.

Определяя светимости звёзд, астрономы установили, что многие звёзды в тысячи раз ярче Солнца, например, светимость Денеба (альфа Лебедя) - 9400. Среди звёзд есть и такие, которые излучают в сотни тысяч раз больше света, чем Солнце. Примером может служить звезда, обозначаемая буквой S в созвездии Золотой Рыбы. Она светит в 1 000000 раз ярче Солнца. Другие звёзды имеют одинаковую или почти одинаковую с нашим Солнцем светимость, например, Альтаира (Альфа Орла) -8. Существуют звёзды, светимость которых выражается тысячными долями, то есть их сила света в сотни раз меньше, чем у Солнца.

Цвет, температура и состав звезд

Звёзды имеют различный цвет. Например, Вега и Денеб - белые, Капелла -желтоватая, а Бетельгейзе - красноватая. Чем ниже температура звезды, тем она краснее. Температура белых звёзд достигает 30 000 и даже 100 000 градусов; температура жёлтых звёзд составляет около 6000 градусов, а температура красных звёзд - 3000 градусов и ниже.

Звёзды состоят из раскалённых газообразных веществ: водорода, гелия, железа, натрия, углерода, кислорода и других.

Скопление звезд

Звёзды в огромном пространстве Галактики распределяются довольно равномерно. Но некоторые из них всё же скапливаются в определённых местах. Разумеется, и там расстояния между звёздами всё равно очень велики. Но из-за гигантских расстояний такие близко расположенные звёзды выглядят как звёздное скопление. Поэтому их так называют. Самым известным из звёздных скоплений являются Плеяды в созвездии Тельца. Невооруженным глазом в Плеядах можно различить 6-7 звезд, расположенных очень близко друг к другу. В телескоп их видно более сотни на небольшой площади. Это и есть одно изскоплений, в котором звезды образуют более или менее обособленную систему, связанную общим движением в пространстве. Диаметр этого звездного скопления около 50 световых лет. Но даже и при видимой тесноте звезд в этом скоплении они на самом деле достаточно далеки друг от друга. В этом же созвездии, окружая его главную - самую яркую - красноватую звезду Аль-дебаран, находится другое, более разбросанное звездное скопление - Гиады.

Некоторые звездные скопления в слабые телескопы имеют вид туманных, размытых пятнышек. В более сильные телескопы эти пятнышки, особенно к краям, распадаются на отдельные звезды. Большие телескопы дают возможность установить, что это особенно тесные звездные скопления, имеющие шаровидную форму. Поэтому подобные скопления получили название шаровых. Шаровых звездных скоплений сейчас известно больше сотни. Все они находятся очень далеко от нас. Каждое из них состоит из сотен тысяч звёзд.

Вопрос о том, что представляет собой мир звезд, по-видимому является одним из первых вопросов, с которым столкнулось человечество еще на заре цивилизации. Любой человек, созерцающий звездное небо, невольно связывает между собой наиболее яркие звезды в простейшие фигуры - квадраты, треугольники, кресты, становясь невольным создателем своей собственной карты звездного неба. Этот же путь прошли и наши предки, делившие звездное небо на четко различимые сочетания звезд, называемые созвездиями. В древних культурах мы находим упоминания о первых созвездиях, отождествляемых с символами богов или мифами, дошедшие до нас в форме поэтических названий - созвездие Ориона, созвездие Гончих псов, созвездие Андромеды и т.д. Эти названия как бы символизировали представления наших предков о вечности и неизменности мироздания, постоянстве и неизменности гармонии космоса.

Если смотреть на звездное небо, сразу бросается в глаза, что звезды резко отличаются по своей яркости - одни светят очень ярко, они легко заметны, другие трудно различить невооруженным глазом.

Еще древний астроном Гиппарх предложил различать яркость звезд. Звезды были разделены на шесть групп: к первой относятся самые яркие - это звезды первой величины (сокращенно - 1m, от латинского magnitudo- величина), звезды послабей - ко второй звездной величине (2m) и так далее до шестой группы - едва различимые невооруженным глазом звезды. Звездная величина характеризует блеск звезды, тоесть освещенность, которую звезда создает на земле. Блеск звезды 1m больше блеска звезды 6mв 100 раз.

Изначально яркость звезд определялась неточно, на глазок; позже, с появлением новых оптических приборов, светимость стали определять точнее и стали известны менее яркие звезды со звездной величиной больше 6. (Самый мощный российский телескоп - 6-ти метровый рефлектор - позволяет наблюдать звезды до 24-й величины.)

С увеличением точности измерений, появлением фотоэлект-рических фотометров, возрастала точность измерения яркости звезд. Звездные величины стали обозначать дробными числами. Наиболее яркие звезды, а также планеты имеют нулевую или даже отрицательную величину. Например, Луна в полнолуние имеет звездную величину -12,5, а Солнце -- -26,7.

В 1850 г. английский астроном Н. Поссон вывел формулу:

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

где E1и E2 - освещенности, создаваемые звездами на Земле, а m1и m2- их звездные величины. Иными словами, звезда, например, первой звездной величины в 2,5 раза ярче звезды второй величины и в 2,52=6,25 раз ярче звезды третьей величины.

Однако значения звездной величины недостаточно для характеристики светимости объекта, для этого необходимо знать расстояние до звезды.

Расстояние до предмета можно определить, не добираясь до него физически. Нужно измерить направление на этот предмет с двух концов известного отрезка (базиса), а затем рассчитать размеры треугольника, образованного концами отрезка и удалённым предметом. Этот метод называется триангуляцией.

Чем больше базис, тем точнее результат измерений. Расстояния до звёзд столь велики, что длина базиса должна превосходить размеры земного шара, иначе ошибка измерения будет велика. К счастью, наблюдатель вместе с планетой путешествует в течение года вокруг Солнца, и если он произведёт два наблюдения одной и той же звезды с интервалом в несколько месяцев, то окажется, что он рассматривает её с разных точек земной орбиты, - а это уже порядочный базис. Направление на звезду изменится: она немного сместится на фоне более далёких звёзд. Это смещение называется параллактическим, а угол, на который сместилась звезда на небесной сфере, - параллаксом. Годичным параллаксом звезды называется угол, под которым с неё был виден средний радиус земной орбиты, перпендикулярный направлению на звезду.

С понятием параллакса связано название одной из основных единиц расстояний в астрономии - парсек. Это расстояние до воображаемой звезды, годичный параллакс которой равнялся бы точно 1"". Годичный параллакс любой звезды связан с расстоянием до неё простой формулой:

где r - расстояние в парсеках, П - годичный параллакс в секундах.

Сейчас методом параллакса определены расстояния до многих тысяч звёзд.

Теперь, зная расстояние до звезды, можно определить ее светимость - количество реально излучаемой ею энергии. Ее характеризует абсолютная звездная величина.

Абсолютная звездная величина (M) - такая величина, которую имела бы звезда на расстоянии 10 парсек (32,6 световых лет) от наблюдателя. Зная видимую звездную величину и расстояние до звезды, можно найти ее абсолютную звездную величину:

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

Ближайшая к Солнцу звезда Проксима Центавра - крошечный тусклый красный карлик - имеет видимую звездную величину m=-11,3, а абсолютную M=+15,7. Несмотря на близость к Земле, такую звезду можно разглядеть только в мощный телескоп. Еще более тусклая звезда №359 по каталогу Вольфа: m=13,5; M=16,6. Наше Солнце светит ярче, чем Вольф 359 в 50000 раз. Звезда дЗолотой Рыбы (в южном полушарии) имеет только 8-ю видимую величину и не различима невооруженным глазом, но ее абсолютная величина M=-10,6; она в миллион раз ярче Солнца. Если бы она находилась от нас на таком же расстоянии, как Проксима Центавра, она бы светила ярче Луны в полнолуние.

Для Солнца M=4,9. На расстоянии 10 парсек солнце будет видно слабой звездочкой, с трудом различимой невооруженным глазом.

Звезды выбрасывают в открытый космос громадное количество , 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.

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 этот параметр составляет 3,82 × 10 26 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.)

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 .

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 . 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 - 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 часто бывает соизмеримо с пропорциями нити лампочки и батареи - поперечник ядра 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 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 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, 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

Светимость звезд

Светимость звёзд (L) чаще выражается в единицах светимости Солнца (4x эрг/с). По светимости звёзды различаются в очень широких пределах. Большинство звёзд составляют "карлики", их светимость ничтожна иногда даже по сравнению с Солнцем. Характеристикой светимости является "абсолютная величина" звезды. Есть ещё понятие "видимая звёздная величина", которая зависит от светимости звезды, цвета и расстояния до неё. В большинстве случаев используют "абсолютную величину", чтобы реально оценить размеры звёзд, независимо как далеко они находятся. Чтобы узнать истинную величину, просто нужно звёзды отнести на какое- то условное расстояние (допустим на 10ПК). Звёзды высокой светимости имеют отрицательные значения. На пример видимая величина солнца -26,8. На расстоянии в 10ПК эта величина будет уже +5 (самые слабые звёзды видимые невооружённым глазом имеют величину +6).

Радиус звезд

Радиус звезд. Зная эффективную температуру Т ef и светимость L, можно вычислить радиус R звезды по формуле:

основанной на Стефана-Больцмана законе излучения (s - постоянная Стефана). Радиусы звезды с большими угловыми размерами могут быть измерены непосредственно с помощью звёздных интерферометров. У затменно-двойных звезд могут быть вычислены значения наибольших диаметров компонентов, выраженные в долях большой полуоси их относительной орбиты.

Температура поверхности

Температура поверхности. Распределение энергии в спектрах раскалённых тел неодинаково; в зависимости от температуры максимум излучения приходится на разные длины волн, меняется цвет суммарного излучения. Исследование этих эффектов у звезды, изучение распределения энергии в звёздных спектрах, измерения показателей цвета позволяют определять их температуры. Температуры звезд определяют также по относительным интенсивностям некоторых линий в их спектре, позволяющим установить спектральный класс звезд. Спектральные классы звезд зависят от температуры и с убыванием её обозначаются буквами: О, В, A, F, G, К, М. Кроме того, от класса G ответвляется побочный ряд углеродных звёзд С, а от класса К - побочная ветвь S. Из класса О выделяют более горячие звезды. Зная механизм образования линий в спектрах, температуру можно вычислить по спектральному классу, если известно ускорение силы тяжести на поверхности звезды, связанное со средней плотностью её фотосферы, а, следовательно, и размерами звезды (плотность может быть оценена по тонким особенностям спектров). Зависимость спектрального класса или показателя цвета от эффективной температуры звезды называется шкалой эффективных температур. Зная температуру, можно теоретически рассчитать, какая доля излучения звезды приходится на невидимые области спектра - ультрафиолетовую и инфракрасную. Абсолютная звёздная величина и поправка, учитывающая излучение в ультрафиолетовой и инфракрасной частях спектра, дают возможность найти полную светимость звезды.