Jika Anda melihat langit berbintang, Anda akan segera melihat bahwa bintang-bintang sangat berbeda dalam kecerahannya - beberapa bersinar sangat terang, mudah terlihat, yang lain sulit dibedakan dengan mata telanjang.
Bahkan astronom kuno Hipparchus mengusulkan untuk membedakan kecerahan bintang. Bintang-bintang dibagi menjadi enam kelompok: yang paling terang termasuk dalam kelompok pertama - ini adalah bintang dengan magnitudo pertama (disingkat 1m, dari bahasa Latin magnitudo - magnitudo), bintang yang lebih lemah - hingga magnitudo kedua (2m) dan seterusnya. untuk kelompok keenam - hampir tidak terlihat oleh bintang mata telanjang. Besarnya mencirikan kecemerlangan bintang, yaitu iluminasi yang diciptakan bintang di bumi. Kecerahan bintang 1m adalah 100 kali lebih besar dari bintang 6m.
Awalnya, kecerahan bintang ditentukan secara tidak akurat, dengan mata; Kemudian, dengan munculnya new instrumen optik, luminositas mulai ditentukan lebih tepat dan bintang-bintang kurang terang dengan magnitudo lebih besar dari 6. (Teleskop Rusia paling kuat - reflektor 6 meter - memungkinkan Anda untuk mengamati bintang hingga magnitudo 24.)
Dengan peningkatan akurasi pengukuran, munculnya fotometer fotolistrik, akurasi pengukuran kecerahan bintang meningkat. Magnitudo bintang mulai menunjuk bilangan pecahan. Bintang-bintang paling terang, serta planet-planet, memiliki nol atau genap nilai negatif. Misalnya, Bulan Purnama Bulan memiliki magnitudo -12,5, sedangkan Matahari memiliki magnitudo -26,7.
Pada tahun 1850, astronom Inggris N. Posson menurunkan rumus:
E1/E2=(5v100)m3-m1?2.512m2-m1
di mana E1 dan E2 adalah iluminasi yang diciptakan oleh bintang-bintang di Bumi, dan m1 dan m2 adalah besaran. Dengan kata lain, sebuah bintang, misalnya, yang besarnya pertama adalah 2,5 kali lebih terang dari bintang magnitudo kedua dan 2,52 = 6,25 kali lebih terang dari bintang magnitudo ketiga.
Namun, nilai magnitudo saja tidak cukup untuk mencirikan luminositas suatu benda, untuk itu perlu diketahui jarak ke bintang.
Jarak ke suatu objek dapat ditentukan tanpa mencapainya secara fisik. Penting untuk mengukur arah ke objek ini dari dua ujung segmen yang diketahui (basis), dan kemudian menghitung dimensi segitiga yang dibentuk oleh ujung segmen dan objek yang jauh. Metode ini disebut triangulasi.
Semakin besar basisnya, semakin akurat hasil pengukurannya. Jarak ke bintang-bintang begitu besar sehingga panjang dasarnya harus melebihi dimensi dunia jika tidak, kesalahan pengukuran akan besar. Untungnya, pengamat, bersama dengan planet, mengelilingi Matahari sepanjang tahun, dan jika dia melakukan dua pengamatan terhadap bintang yang sama dengan selang waktu beberapa bulan, ternyata dia melihatnya dari titik yang berbeda Orbit bumi - dan ini sudah menjadi dasar yang layak. Arah bintang akan berubah: itu akan sedikit bergeser dengan latar belakang lebih bintang jauh. Perpindahan ini disebut paralaktik, dan sudut pergeseran bintang sebesar bola surgawi, - paralaks. Paralaks tahunan sebuah bintang adalah sudut di mana ia terlihat darinya. radius rata-rata Orbit bumi, tegak lurus dengan arah bintang.
Nama salah satu satuan dasar jarak dalam astronomi - parsec. Ini adalah jarak ke bintang imajiner yang paralaks tahunannya tepat 1"". Paralaks tahunan bintang mana pun terkait dengan jaraknya dengan rumus sederhana:
di mana r adalah jarak dalam parsec, P adalah paralaks tahunan dalam detik.
Sekarang metode paralaks telah menentukan jarak ke ribuan bintang.
Sekarang, mengetahui jarak ke bintang, Anda dapat menentukan luminositasnya - jumlah energi yang sebenarnya dipancarkannya. Hal ini ditandai dengan besarnya mutlak.
Magnitudo mutlak (M) adalah magnitudo yang dimiliki sebuah bintang pada jarak 10 parsec (32,6 tahun cahaya) dari pengamat. Mengetahui magnitudo bintang yang tampak dan jarak ke bintang, Anda dapat menemukan magnitudo bintang absolutnya:
M=m + 5 - 5 * log(r)
Proxima Centauri, bintang terdekat dengan Matahari, adalah bintang katai merah kecil yang redup dengan magnitudo tampak m=-11,3 dan magnitudo absolut M=+15.7. Meskipun kedekatannya dengan Bumi, bintang seperti itu hanya dapat dilihat di teleskop yang kuat. Bintang yang lebih redup No. 359 menurut katalog Wolf: m = 13,5; M=16.6. Matahari kita bersinar lebih terang dari Wolf 359 sebanyak 50.000 kali. Bintang dGolden Fish (di belahan bumi selatan) hanya memiliki magnitudo tampak ke-8 dan tidak terlihat dengan mata telanjang, tetapi magnitudo absolutnya adalah M=-10,6; dia sejuta kali lebih terang dari matahari. Jika berada pada jarak yang sama dari kita dengan Proxima Centauri, ia akan bersinar lebih terang daripada Bulan pada bulan purnama.
Untuk Matahari M=4.9. Pada jarak 10 parsec, matahari akan terlihat sebagai bintang yang redup, hampir tidak terlihat dengan mata telanjang.
Luminositas bintang
Luminositas bintang (L) lebih sering dinyatakan dalam satuan luminositas Matahari (4x erg/s). Bintang-bintang berbeda dalam luminositas pada rentang yang sangat luas. Sebagian besar bintang adalah "kurcaci", luminositasnya terkadang dapat diabaikan bahkan jika dibandingkan dengan Matahari. Karakteristik luminositas adalah "nilai absolut" bintang. Ada juga konsep "magnitudo bintang yang tampak", yang bergantung pada luminositas bintang, warna, dan jaraknya. Dalam kebanyakan kasus gunakan " nilai mutlak"untuk benar-benar memperkirakan ukuran bintang, tidak peduli seberapa jauh mereka. Untuk mengetahui ukuran sebenarnya, Anda hanya perlu merujuk bintang ke jarak konvensional (katakanlah 10 PC). Bintang luminositas tinggi memiliki nilai negatif. Misalnya, magnitudo semu matahari adalah -26,8. Pada jarak 10 PC, nilai ini sudah menjadi +5 (bintang paling redup terlihat mata telanjang memiliki nilai +6).
Jari-jari bintang
radius bintang. Mengetahui suhu efektif T ef dan luminositas L, kita dapat menghitung jari-jari R bintang menggunakan rumus:
berdasarkan hukum radiasi Stefan-Boltzmann (s adalah konstanta Stefan). Jari-jari bintang dengan dimensi sudut besar dapat diukur secara langsung dengan interferometer bintang. Untuk binari gerhana, nilainya dapat dihitung diameter terbesar komponen, dinyatakan dalam pecahan sumbu semi-mayor dari orbit relatifnya.
Suhu permukaan
suhu permukaan. Distribusi energi dalam spektrum benda panas tidak sama; tergantung pada suhu, radiasi maksimum jatuh pada panjang yang berbeda gelombang, warna radiasi total berubah. Studi tentang efek ini pada bintang, studi tentang distribusi energi dalam spektrum bintang, dan pengukuran indeks warna memungkinkan untuk menentukan suhunya. Suhu bintang juga ditentukan dari intensitas relatif garis-garis tertentu dalam spektrumnya, yang memungkinkan untuk menetapkan kelas spektral bintang. Kelas spektral bintang bergantung pada suhu dan, dengan penurunan suhu, dilambangkan dengan huruf: O, B, A, F, G, K, M. Selain itu, deretan samping bintang karbon C bercabang dari kelas G, dan cabang samping S dari kelas K. Dari kelas O memancarkan bintang yang lebih panas. Mengetahui mekanisme pembentukan garis-garis dalam spektrum, suhu dapat dihitung dari jenis spektral jika percepatan gravitasi di permukaan bintang diketahui, yang dikaitkan dengan kepadatan sedang fotosfernya, dan, akibatnya, ukuran bintang (kepadatan dapat diperkirakan dari fitur halus spektrum). Ketergantungan jenis spektral atau indeks warna pada suhu efektif bintang disebut skala suhu efektif. Mengetahui suhu, dimungkinkan untuk secara teoritis menghitung fraksi apa dari radiasi bintang yang jatuh pada daerah spektrum yang tidak terlihat - ultraviolet dan inframerah. Magnitudo bintang mutlak dan koreksi yang memperhitungkan radiasi di bagian spektrum ultraviolet dan inframerah memungkinkan untuk menemukan luminositas total sebuah bintang.
luminositas bintang Kilau bintang, intensitas cahaya bintang, yaitu besarnya fluks cahaya yang dipancarkan oleh bintang, yang terkandung dalam satuan sudut padat. Istilah "luminositas bintang" tidak sesuai dengan istilah "luminositas" fotometri umum. Radiasi matahari sebuah bintang dapat merujuk ke wilayah spektrum bintang mana pun (radiasi matahari visual dari sebuah bintang, radiasi matahari fotografis dari sebuah bintang, dll.) atau ke radiasi totalnya (radiasi matahari bolometrik dari sebuah bintang). bintang). S. sebuah bintang biasanya dinyatakan dalam satuan luminositas Matahari, sama dengan 3 1027 lilin internasional, atau 3,8 1033 erg / detik. Luminositas bintang individu sangat berbeda satu sama lain: ada bintang yang luminositas bolometriknya mencapai setengah juta dalam satuan luminositas Matahari (bintang supergiant kelas spektral O), serta bintang dengan luminositas bolometrik yang ratusan ribu kali. kurang dari matahari. Diasumsikan bahwa ada bintang dengan luminositas yang lebih rendah. Seiring dengan massa, jari-jari dan suhu permukaan bintang, luminositas adalah karakteristik yang paling penting bintang. Hubungan antara karakteristik bintang ini dipertimbangkan dalam astrofisika teoretis. S. bintang L terkait dengan yang mutlak besarnya M kecanduan:
M = - 2,5 log L + 4,77.
Lihat juga Seni. bintang atau T dengan dia.
Besar ensiklopedia soviet. - M.: Ensiklopedia Soviet. 1969-1978 .
Lihat apa itu "Star Luminosity" di kamus lain:
PADA fisika umum, luminositas adalah kerapatan fluks energi cahaya dalam arah ini. PADA fisika eksperimental partikel dasar luminositas adalah parameter akselerator atau penumbuk yang mencirikan intensitas tumbukan balok yang bertabrakan ... Wikipedia
Besaran yang diukur sebagai rasio energi total yang dipancarkan bintang terhadap waktu emisi. Satuan bintang C. adalah dalam watt SI. S. Matahari, sama dengan 3,86 1026 W, digunakan sebagai satuan untuk luminositas bintang lain ... kamus astronomi
Luminositas adalah istilah yang digunakan untuk merujuk pada besaran fisika tertentu. Isi 1 Luminositas fotometrik 2 Luminositas benda angkasa ... Wikipedia
Kekuatan radiasi bintang. Biasanya dinyatakan dalam satuan sama dengan luminositas Matahari L? \u003d 3,86? 1026 W ... Kamus Ensiklopedis Besar
panas bercahaya benda angkasa mirip dengan matahari. Bintang bervariasi dalam ukuran, suhu, dan kecerahan. Dalam banyak hal, Matahari adalah bintang yang khas, meskipun tampak jauh lebih terang dan lebih besar daripada semua bintang lainnya, karena letaknya lebih dekat ke ... ... Ensiklopedia Collier
I Luminositas pada suatu titik di permukaan, rasio fluks bercahaya (Lihat Fluks Bercahaya) yang berasal dari elemen permukaan kecil yang mengandung poin yang diberikan, ke area elemen ini. Salah satu kuantitas ringan (Lihat. jumlah ringan).… … Ensiklopedia Besar Soviet
LUMINOSITAS, kecerahan mutlak sebuah BINTANG adalah jumlah energi yang dipancarkan oleh permukaannya per detik. Ini dinyatakan dalam watt (joule per detik) atau satuan ukuran untuk kecerahan matahari. Luminositas bolometrik mengukur kekuatan total cahaya bintang per ... ... Kamus ensiklopedis ilmiah dan teknis
LUMINOSITAS bintang, daya radiasi. Biasanya dinyatakan dalam satuan yang sama dengan luminositas Matahari L¤ = 3,86×1026 W ... kamus ensiklopedis
bintang ukuran besar dan luminositas tinggi. Jari-jari raksasa mencapai 1000 jari-jari Matahari, dan luminositasnya 1000 kali lebih besar dari luminositas Matahari. Raksasa memiliki kepadatan rata-rata yang rendah karena cangkang langka yang diperpanjang. Beberapa… … kamus astronomi
Bintang, kekuatan radiasi. Biasanya dinyatakan dalam satuan luminositas matahari 1,0 = 3,86 * 1026 W ... Ilmu pengetahuan Alam. kamus ensiklopedis
Radiasi yang dipancarkan dari bagian kecil dari permukaan bercahaya dari suatu satuan luas. Ini sama dengan rasio fluks bercahaya yang berasal dari area permukaan kecil yang dipertimbangkan ke area area ini:
,di mana dΦ adalah fluks cahaya yang dipancarkan oleh luas permukaan d S. Luminositas diukur dalam lm/m². 1 lm / m² adalah luminositas permukaan 1 m 2, memancarkan fluks bercahaya sama dengan 1 lm.
Luminositas tidak bergantung pada jarak ke objek, hanya besarnya bintang yang tampak bergantung padanya. Luminositas adalah salah satu yang paling penting karakteristik bintang, yang memungkinkan untuk membandingkan Berbagai jenis bintang pada diagram "spektrum - luminositas", "massa - luminositas". Luminositas bintang dapat dihitung dengan menggunakan rumus:
di mana R adalah jari-jari bintang, T- suhu permukaannya, - koefisien Stefan-Boltzmann.
luminositas Collider
Dalam fisika partikel eksperimental kilau disebut parameter akselerator atau penumbuk yang mencirikan intensitas tumbukan partikel dari dua balok yang bertabrakan, atau partikel balok dengan partikel dari target tetap. Luminositas L diukur dalam cm 2 s 1 . Mengalikan penampang reaksi dengan luminositas menghasilkan frekuensi rata-rata dari proses ini pada penumbuk yang diberikan.
Catatan
Yayasan Wikimedia. 2010 .
- Kerja sama
- bahan komposit
Lihat apa itu "Luminance" di kamus lain:
KILAU- pada suatu titik di permukaan. salah satu jumlah bercahaya, rasio fluks bercahaya yang berasal dari elemen permukaan ke luas elemen ini. Satuan C. (SI) adalah lumen per meter persegi (lm/m2). Nilai serupa dalam sistem energik. besaran yang disebut ... ... Ensiklopedia Fisik
kilau- Rasio fluks bercahaya yang dipancarkan oleh permukaan bercahaya dengan luas permukaan ini [ Kamus terminologi tentang konstruksi dalam 12 bahasa (VNIIIS Gosstroy of the USSR)] luminositas (Mν) Kuantitas fisik, ditentukan oleh rasio ... ... Buku Pegangan Penerjemah Teknis
KILAU- LUMINOSITAS, kecerahan mutlak BINTANG adalah jumlah energi yang dipancarkan oleh permukaannya per detik. Ini dinyatakan dalam watt (joule per detik) atau satuan ukuran untuk kecerahan matahari. Luminositas bolometrik mengukur kekuatan total cahaya bintang per ... ... Kamus ensiklopedis ilmiah dan teknis
KILAU- LUMINOSITAS, 1) dalam astronomi, jumlah total energi yang dipancarkan objek luar angkasa per satuan waktu. Terkadang seseorang berbicara tentang luminositas dalam rentang panjang gelombang tertentu, seperti luminositas radio. Biasanya diukur dalam erg / s, W, atau dalam satuan ... ... Ensiklopedia Modern
KILAU- kekuatan radiasi bintang. Biasanya dinyatakan dalam satuan yang sama dengan luminositas Matahari L? \u003d 3,86? 1026 W ...
KILAU- nilai fluks cahaya total yang dipancarkan oleh permukaan unit sumber cahaya. Diukur dalam lm/m² (dalam SI) … Kamus Ensiklopedis Besar
KILAU- (ringan) fisik. nilai, sama dengan rasio cahaya (lihat) F yang dipancarkan oleh permukaan bercahaya ke area S permukaan ini: R \u003d F / S Dalam SI, dinyatakan dalam (lihat) pada meter persegi(lm/m2) … Ensiklopedia Politeknik Hebat
Kilau- I Luminositas pada suatu titik di permukaan, rasio fluks bercahaya (Lihat Fluks Bercahaya) yang berasal dari elemen permukaan kecil yang berisi titik tertentu, dengan luas elemen ini. Salah satu besaran ringan (Lihat Besaran ringan). ... ... Ensiklopedia Besar Soviet
kilau- dan; dengan baik. astronot. Fluks bercahaya yang dipancarkan oleh permukaan unit sumber cahaya. S. stars (perbandingan intensitas cahaya bintang dengan intensitas cahaya Matahari). C. langit malam (cahaya atom dan molekul udara di lapisan atmosfer yang tinggi). * * * luminositas saya… … kamus ensiklopedis
Kilau- dalam astronomi, energi total yang dipancarkan oleh suatu sumber per satuan waktu (dalam satuan absolut atau dalam satuan luminositas matahari; luminositas matahari = 3,86 1033 erg/s). Kadang-kadang mereka tidak berbicara tentang S. lengkap, tetapi tentang S. dalam rentang panjang gelombang tertentu. Misalnya, di …… kamus astronomi
Bintang. Luminositas, spektrum dan klasifikasi.
Beberapa bintang bersinar lebih kuat, yang lain - lebih lemah. Kekuatan radiasi bintang disebut luminositasnya. Luminositas adalah energi total yang dipancarkan oleh bintang dalam 1 detik. Luminositas bintang mencirikan aliran energi yang dipancarkan oleh bintang ke segala arah, dan memiliki dimensi daya J/s atau W. Luminositas ditentukan jika magnitudo semu dan jarak ke bintang diketahui. Jika astronomi memiliki metode instrumental yang cukup andal untuk menentukan magnitudo semu, maka tidak mudah untuk menentukan jarak ke bintang-bintang. Magnitudo absolut Matahari di seluruh rentang radiasi (magnitudo bolometrik) M = 4,72, luminositasnya L = 3,86∙10 26 W. Mengetahui besarnya absolut, Anda dapat menemukan luminositas: lg L / L = 0,4 (M - M).
| Bintang | Kilau |
| Sirius | 22L |
| kanopus | 4700L |
| Arcturus | 107 L |
| vega | 50L |
Luminositas bintang lain ditentukan dalam unit relatif dibandingkan dengan luminositas matahari. Bintang diketahui memancar puluhan ribu kali lebih kecil dari Matahari. Dan bintang S Doradus, hanya terlihat di negara-negara belahan bumi Selatan Bumi sebagai tanda bintang dengan magnitudo ke-8 (tidak terlihat dengan mata telanjang!), Satu juta kali lebih terang dari Matahari, magnitudo absolutnya M = -10,6. Bintang-bintang dapat berbeda dalam luminositas satu miliar kali. Di antara bintang-bintang dengan luminositas yang sangat tinggi, raksasa dan super raksasa dibedakan. Kebanyakan raksasa memiliki suhu 3.000–4.000 K, itulah sebabnya mereka disebut raksasa merah.
Aldebaran adalah raksasa merah di konstelasi Taurus.
Alpha Orion - Betelgeuse. Supergiants, seperti Betelgeuse, adalah sumber cahaya yang paling kuat. Bintang dengan luminositas rendah disebut kerdil.
Sebuah titik kecil di sebelah Sirius adalah satelitnya, katai putih Sirius B. Spektrum bintang adalah paspor mereka dengan deskripsi semua fitur bintang. Bintang-bintang terdiri dari hal yang sama unsur kimia, yang dikenal di Bumi, tetapi di persentase mereka didominasi oleh unsur-unsur ringan: hidrogen dan helium. Dari spektrum bintang, Anda dapat mengetahui luminositas, jarak ke bintang, suhu, ukuran, komposisi kimia atmosfernya, kecepatan rotasi di sekitar sumbu, fitur pergerakan di sekitarnya pusat bersama gravitasi. Aparatus spektral yang dipasang pada teleskop menguraikan cahaya bintang menjadi panjang gelombang menjadi pita spektrum. Dari spektrum, Anda dapat mengetahui berapa banyak energi yang berasal dari bintang ke berbagai panjang gelombang dan memperkirakan suhunya dengan sangat akurat. Warna dan spektrum bintang berhubungan dengan suhunya. Pada bintang dingin dengan suhu fotosfer 3000 K, radiasi di wilayah spektrum merah mendominasi. Spektrum bintang semacam itu mengandung banyak garis logam dan molekul. dalam panas bintang biru dengan suhu di atas 10.000–15.000 K kebanyakan atom terionisasi. Atom yang terionisasi penuh tidak memberikan garis spektral, jadi ada beberapa garis dalam spektrum bintang tersebut.
Menurut spektrumnya, bintang dibagi menjadi kelas spektral:
|
Spektrum berbagai bintang. Ciri khas spektrum bintang juga adalah adanya jumlah yang besar garis penyerapan milik berbagai elemen. Analisis yang bagus dari garis-garis ini memungkinkan untuk mendapatkan secara khusus informasi berharga tentang sifat lapisan luar bintang.
Komposisi kimia lapisan luar bintang, dari mana radiasinya langsung datang kepada kita, dicirikan oleh dominasi penuh hidrogen. Di tempat kedua adalah helium, dan jumlah elemen lainnya cukup kecil. Kira-kira untuk setiap sepuluh ribu atom hidrogen, ada seribu atom helium, sekitar 10 atom oksigen, sedikit lebih sedikit karbon dan nitrogen, dan hanya satu atom besi. Pengotor elemen lain benar-benar dapat diabaikan. Tidak berlebihan untuk mengatakan bahwa bintang terdiri dari hidrogen dan helium dengan campuran kecil dari unsur-unsur yang lebih berat. Indikator yang baik dari suhu lapisan luar bintang adalah warnanya. Bintang panas tipe spektral O dan B berwarna biru; bintang-bintang yang mirip dengan Matahari kita (yang kelas spektralnya adalah G2) tampak kuning, sedangkan bintang-bintang kelas spektral K dan M berwarna merah. Dalam astrofisika ada sistem warna yang dikembangkan dengan hati-hati dan cukup objektif. Ini didasarkan pada perbandingan magnitudo bintang yang diamati yang diperoleh melalui berbagai filter cahaya standar yang ketat. Secara kuantitatif, warna bintang dicirikan oleh perbedaan antara dua nilai yang diperoleh melalui dua filter, salah satunya mentransmisikan sinar biru ("B"), dan yang lainnya memiliki kurva sensitivitas spektral yang mirip dengan mata manusia("V"). Teknik untuk mengukur warna bintang sangat tinggi sehingga, menurut yang diukur nilai B-V seseorang dapat menentukan kelas spektral bintang hingga subkelas. Untuk bintang redup, analisis warna adalah satu-satunya kemungkinan untuk klasifikasi spektral mereka.
Harvard klasifikasi spektral berdasarkan ada atau tidaknya, serta intensitas relatif garis spektral tertentu.
Selain jenis spektral utama yang tercantum dalam tabel untuk bintang yang relatif dingin, ada juga kelas N dan R (pita serapan molekul karbon C2, sianida CN dan karbon monoksida CO), kelas S (pita oksida titanium TiO dan zirkonium ZrO), serta untuk bintang terdingin – kelas L (pita CrH, garis rubidium, sesium, kalium, dan natrium). Untuk objek bertipe subbintang - "katai coklat", massa menengah antara bintang dan planet, kelas spektral khusus T (pita serapan air, metana, dan hidrogen molekuler) baru-baru ini diperkenalkan. Tipe spektral O, B, A sering disebut panas atau awal, kelas F dan G - surya, dan kelas K dan M - tipe spektral dingin atau akhir. Untuk definisi spektrum bintang yang lebih baik, interval antara kelas yang terdaftar dibagi menjadi 10 subkelas. Misalnya, F5 adalah spektrum di tengah-tengah antara F0 dan G0. Kelas spektral Matahari adalah G2.
Kemampuan untuk mengukur dan membandingkan gloss bintang yang berbeda mengarah pada penemuan daerah baru dalam astronomi - kolorimetri. Kolorimetri adalah pengukuran dan studi warna bintang.
Persepsi warna adalah murni subjektif, itu tergantung pada reaksi retina mata pengamat. Sensitivitas warna mata manusia terbatas kira-kira pada area berikut: dari sinar ungu (4000 A) hingga sinar merah (7500 A). Bintang memancarkan energi di semua rentang spektrum elektromagnetik, tidak hanya di wilayah yang terlihat. Warna bintang ditentukan oleh rasio intensitas radiasi di dua atau lebih wilayah spektrum. Awalnya, warna bintang diusulkan untuk diukur menggunakan foto. Jika sebuah bintang difoto pada dua pelat fotografi, salah satunya peka terhadap sinar biru yang lebih pendek, dan yang kedua terhadap sinar merah yang lebih panjang, maka penghitaman, yaitu magnitudo nyata pada pelat fotografi yang berbeda, akan berbeda. Perbedaan antara besaran fotografi disebut indeks warna CI (English color index).
CI = m(1) – m(2). Bintang merah memiliki indeks warna positif, dan bintang biru dan putih- negatif. Dengan berkembangnya teknologi pengukuran fotometrik dan munculnya photomultiplier, disepakati untuk menggunakan sistem warna U, B, V. Sistem U, B, V menggantikan sistem penentuan warna fotografi dan fotovisual sebelumnya. Sistem warna U mengukur magnitudo bintang di wilayah spektrum ultraviolet, sistem warna B - di wilayah fotografi biasa, yang sesuai dengan sinar biru, dan sistem warna V - di wilayah warna yang berlaku dalam iluminasi planet kita, yaitu warna kuning.
sistem UBV.
Indikator warna B-V memungkinkan Anda untuk membandingkan intensitas radiasi dalam sinar biru dan kuning, dan indeks warna U-B dalam rentang spektrum ultraviolet dan biru. Kami sepakat untuk mempertimbangkan bahwa indeks warna B-V untuk bintang kelas AO nol. Ini sesuai dengan fluks kuanta dengan panjang gelombang 5550 A. Jika indeks warna bintang urutan utama negatif, maka ini adalah bintang jenis spektral awal dengan suhu permukaan lebih besar dari 10.000 K. Jika indeks warnanya positif, maka ini adalah bintang jenis spektral akhir dengan suhu permukaan kurang dari 10.000 K. Jadi, dalam kolorimetri , hubungan dibuat antara indeks warna B-V, kelas spektral, dan suhu fotosfer untuk bintang deret utama. bintang, untuk pengecualian paling langka, diamati sebagai sumber titik radiasi. Ini berarti bahwa dimensi sudutnya sangat kecil. Bahkan sebagian besar teleskop besar Anda tidak dapat melihat bintang sebagai cakram "nyata". Bintangi bahkan paling banyak teleskop besar tidak dapat diizinkan.
Metode untuk menentukan ukuran bintang:
- dengan mengamati gerhana bintang oleh Bulan, seseorang dapat menentukan ukuran sudut, dan, mengetahui jarak ke bintang, seseorang dapat menentukan dimensi liniernya yang sebenarnya;
- langsung ukuran bintang dapat diukur pada perangkat khusus– interferometer optik;
- dimensi bintang dapat dihitung secara teoritis dari perkiraan total luminositas dan suhu menggunakan hukum Stefan–Boltzmann.
Perbandingan ukuran Matahari dan katai.
Ukuran bintang berbeda secara signifikan di antara mereka sendiri: ada katai, raksasa, dan bintang biasa, yang merupakan mayoritas. Pengukuran menunjukkan bahwa ukuran katai putih adalah beberapa ribu kilometer, dan ukuran raksasa merah sebanding dengan ukuran bintang. tata surya. Massa bintang mungkin merupakan karakteristik terpentingnya. Massa menentukan keseluruhan jalan hidup bintang. Massa dapat diperkirakan untuk bintang dalam biner sistem bintang jika diketahui sumbu semi-mayor mengorbit a dan periode revolusi T. Dalam hal ini, massa ditentukan dari hukum ketiga Kepler, yang dapat ditulis sebagai berikut: di sini M1 dan M2 adalah massa komponen sistem, G adalah konstanta gravitasi. Persamaan tersebut memberikan jumlah massa komponen sistem. Jika, di samping itu, hubungan kecepatan orbit, maka massa mereka dapat ditentukan secara terpisah. Sayangnya, hanya untuk sejumlah kecil sistem biner massa masing-masing bintang dapat ditentukan dengan cara ini.
Semua metode lain untuk memperkirakan massa tidak langsung. Pada dasarnya, astronomi tidak memiliki, dan saat ini tidak memiliki, metode langsung dan definisi mandiri massa bintang yang terisolasi. Dan ini adalah kekurangan serius dari ilmu kita tentang alam semesta. Jika metode seperti itu ada, kemajuan pengetahuan kita akan jauh lebih cepat. Untuk bintang deret utama, telah ditetapkan bahwa lebih banyak massa, semakin tinggi luminositas bintang. Ketergantungan ini tidak linier: misalnya, dengan penggandaan massa, luminositas meningkat lebih dari 10 kali lipat. Bintang-bintang terkecil dalam hal massa jauh lebih masif daripada planet mana pun di tata surya. Massa bintang berkisar dari 0,1 massa matahari hingga beberapa puluh massa matahari. Jadi, massa bintang hanya berbeda beberapa ratus kali.
Perbandingan massa dan luminositas untuk sebagian besar bintang terungkap ketergantungan berikut: luminositas kira-kira sebanding dengan pangkat empat massa.
Massa jenis gas di pusat Matahari seratus kali lebih besar daripada massa jenis air. Sebuah bintang yang beratnya dua kali lipat dari Matahari memancarkan sekitar 16 kali lebih kuat. Di bawah pengaruh suhu tinggi(jutaan kelvin), atom-atom inti terionisasi sempurna, dan jarak di antara mereka berkurang. Massa jenis gas di pusat Matahari seratus kali lebih besar daripada massa jenis air. Suhu bintang juga meningkat saat mendekati pusat. Bintang tipe spektral awal O, B, A juga dicirikan oleh kecepatan rotasi yang tinggi.
Kecepatan rotasi bintang khatulistiwa: spektrum v, km/s O5 400 A0 320 A5 250 F0 180
Kecepatan tertinggi yang diamati telah ditemukan di bintang-bintang dengan garis emisi dalam spektrum dan, tentu saja, dalam bintang neutron. Matahari kita berputar dengan kecepatan khatulistiwa 2 km/s. Bintang sangat bervariasi dalam ukuran, luminositas, dan suhu.
Karena luas permukaannya yang besar, para raksasa memancar tak terkira lebih banyak energi daripada bintang normal seperti Matahari, meskipun suhu permukaannya jauh lebih dingin. Jari-jari raksasa merah Betelgeuse (kontra Orion) berkali-kali lebih besar dari jari-jari Matahari. Sebaliknya, ukuran bintang merah normal biasanya tidak melebihi sepersepuluh ukuran Matahari. Berbeda dengan raksasa, mereka disebut kurcaci. Misalnya, dua bintang dengan tipe spektral yang sama M2, Betelgeuse dan Lalande 21185, berbeda dalam luminositas dengan faktor 600.000. Luminositas Betelgeuse 3000 kali lebih besar dari luminositas Matahari, dan Lalande 21185 200 kali lebih kecil. Bintang adalah raksasa dan katai di tahapan yang berbeda dari evolusinya, dan raksasa itu, setelah mencapai "usia tua", dapat berubah menjadi katai putih. Bersama dengan raksasa merah dan supergiant, ada supergiants putih dan biru: Regulus (α Leo), Rigel (β Orion).
Sumber informasi: "Open Astronomy 2.5", LLC "FISICON"
