ვარსკვლავებით მოჭედილი ცას რომ უყურებ, მაშინვე თვალში მოგხვდება, რომ ვარსკვლავები მკვეთრად განსხვავდებიან თავიანთი სიკაშკაშით - ზოგი ძალიან კაშკაშა ანათებს, ისინი ადვილად შესამჩნევი არიან, ზოგის გარჩევა შეუიარაღებელი თვალით ძნელია.
ძველმა ასტრონომმა ჰიპარქემაც კი შესთავაზა ვარსკვლავების სიკაშკაშის გარჩევა. ვარსკვლავები დაიყო ექვს ჯგუფად: ყველაზე კაშკაშა პირველ ჯგუფს მიეკუთვნება - ეს არის პირველი სიდიდის ვარსკვლავები (შემოკლებით 1 მ, ლათინური magnitudo - სიდიდე), სუსტი ვარსკვლავები - მეორე სიდიდისკენ (2 მ) და ა.შ. მეექვსე ჯგუფს - შეუიარაღებელი თვალით ძლივს შესამჩნევი ვარსკვლავები. სიდიდე ახასიათებს ვარსკვლავის ბრწყინვალებას, ანუ განათებას, რომელსაც ვარსკვლავი ქმნის დედამიწაზე. 1მ ვარსკვლავის სიკაშკაშე 100-ჯერ აღემატება 6მ ვარსკვლავის სიკაშკაშეს.
თავდაპირველად, ვარსკვლავების სიკაშკაშე განისაზღვრა არაზუსტად, თვალით; მოგვიანებით, ახლის მოსვლასთან ერთად ოპტიკური ინსტრუმენტებიდაიწყო სიკაშკაშის უფრო ზუსტად განსაზღვრა და ცნობილი გახდა ნაკლებად კაშკაშა ვარსკვლავები, რომელთა სიდიდე 6-ზე მეტია. (ყველაზე ძლიერი რუსული ტელესკოპი - 6 მეტრიანი რეფლექტორი - საშუალებას გაძლევთ დააკვირდეთ ვარსკვლავებს 24 მაგნიტუდამდე.)
გაზომვის სიზუსტის მატებასთან ერთად, ფოტოელექტრული ფოტომეტრების მოსვლასთან ერთად, გაიზარდა ვარსკვლავების სიკაშკაშის გაზომვის სიზუსტე. დაიწყო ვარსკვლავის სიდიდეების დანიშვნა წილადი რიცხვები. ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავებს, ისევე როგორც პლანეტებს, აქვთ ნული ან თუნდაც უარყოფითი მნიშვნელობა. მაგალითად, სავსე მთვარეს აქვს -12,5 მაგნიტუდა, ხოლო მზეს -26,7.
1850 წელს ინგლისელმა ასტრონომმა ნ. პოსონმა გამოიტანა ფორმულა:
E1/E2=(5v100)m3-m1?2.512m2-m1
სადაც E1 და E2 არის დედამიწაზე ვარსკვლავების მიერ შექმნილი განათება, ხოლო m1 და m2 მათი მასშტაბები. სხვა სიტყვებით რომ ვთქვათ, ვარსკვლავი, მაგალითად, პირველი სიდიდის არის 2,5-ჯერ ვარსკვლავზე კაშკაშამეორე სიდიდისა და 2,52 = 6,25-ჯერ უფრო კაშკაშა, ვიდრე მესამე სიდიდის ვარსკვლავი.
თუმცა, სიდიდის მნიშვნელობა არ არის საკმარისი იმისათვის, რომ დაახასიათოს ობიექტის სიკაშკაშე; ამისათვის აუცილებელია იცოდეთ მანძილი ვარსკვლავამდე.
ობიექტამდე მანძილი შეიძლება განისაზღვროს ფიზიკური მიღწევის გარეშე. აუცილებელია გავზომოთ მიმართულება ამ ობიექტისკენ ცნობილი სეგმენტის ორი ბოლოდან (საფუძველი), შემდეგ კი გამოვთვალოთ სეგმენტის ბოლოებითა და შორეული ობიექტით წარმოქმნილი სამკუთხედის ზომები. ამ მეთოდს სამკუთხედი ეწოდება.
რაც უფრო დიდია საფუძველი, მით უფრო ზუსტი იქნება გაზომვის შედეგი. ვარსკვლავებამდე მანძილი იმდენად დიდია, რომ ფუძის სიგრძე უნდა აღემატებოდეს ზომებს გლობუსიწინააღმდეგ შემთხვევაში გაზომვის შეცდომა დიდი იქნება. საბედნიეროდ, დამკვირვებელი, პლანეტასთან ერთად, წლის განმავლობაში მოგზაურობს მზის გარშემო და თუ რამდენიმე თვის ინტერვალით ერთსა და იმავე ვარსკვლავზე ორ დაკვირვებას გააკეთებს, აღმოჩნდება, რომ მას ათვალიერებს. სხვადასხვა წერტილებიდედამიწის ორბიტა - და ეს უკვე ღირსეული საფუძველია. ვარსკვლავის მიმართულება შეიცვლება: ის ოდნავ გადაინაცვლებს მეტის ფონზე შორეული ვარსკვლავები. ამ გადაადგილებას ეწოდება პარალაქტიკური და იმ კუთხეს, რომლითაც ვარსკვლავი გადავიდა ციური სფერო, - პარალაქსი. ვარსკვლავის წლიური პარალაქსია ის კუთხე, რომლითაც იგი ჩანდა მისგან. საშუალო რადიუსიდედამიწის ორბიტა, ვარსკვლავის მიმართულების პერპენდიკულარული.
ერთ-ერთის სახელი ძირითადი ერთეულებიდისტანციები ასტრონომიაში - პარსეკი. ეს არის მანძილი წარმოსახვით ვარსკვლავამდე, რომლის წლიური პარალაქსი იქნება ზუსტად 1"". ნებისმიერი ვარსკვლავის წლიური პარალაქსი დაკავშირებულია მის მანძილზე მარტივი ფორმულით:
სადაც r არის მანძილი პარსეკებში, P არის წლიური პარალაქსი წამებში.
ახლა პარალაქსის მეთოდმა დაადგინა მანძილი ათასობით ვარსკვლავამდე.
ახლა, თუ იცის მანძილი ვარსკვლავამდე, შეგიძლიათ განსაზღვროთ მისი სიკაშკაშე - ენერგიის რაოდენობა, რომელსაც ის რეალურად ასხივებს. ახასიათებს აბსოლუტური სიდიდე.
აბსოლუტური სიდიდე (M) არის სიდიდე, რომელიც ვარსკვლავს ექნებოდა დამკვირვებლისგან 10 პარსეკის (32,6 სინათლის წელიწადი) მანძილზე. ვარსკვლავების მოჩვენებითი სიდიდის და ვარსკვლავამდე მანძილის გაცნობით, შეგიძლიათ იპოვოთ მისი აბსოლუტური ვარსკვლავის სიდიდე:
M=m + 5 - 5 * log(r)
პროქსიმა კენტავრი, მზესთან უახლოესი ვარსკვლავი, არის პაწაწინა, ბუნდოვანი წითელი ჯუჯა, რომლის აშკარა სიდიდეა m=-11,3 და აბსოლუტური სიდიდე M=+15,7. დედამიწასთან სიახლოვის მიუხედავად, ასეთი ვარსკვლავი მხოლოდ მასში ჩანს ძლიერი ტელესკოპი. კიდევ უფრო დაბნელებული ვარსკვლავი No359 ვოლფის კატალოგის მიხედვით: m = 13,5; M=16.6. ჩვენი მზე ანათებს უფრო კაშკაშა ვიდრე Wolf 359 50000-ჯერ. ვარსკვლავს dGolden Fish (სამხრეთ ნახევარსფეროში) აქვს მხოლოდ მე-8 მოჩვენებითი სიდიდე და შეუიარაღებელი თვალით არ ჩანს, მაგრამ მისი აბსოლუტური სიდიდეა M=-10,6; ის არის მილიონჯერ მზეზე ნათელი. ის ჩვენგან იმავე მანძილზე რომ ყოფილიყო, როგორც პროქსიმა კენტავრი, ის უფრო კაშკაშა იქნებოდა ვიდრე მთვარე სავსე მთვარეზე.
მზისთვის M=4.9. 10 პარსეკის დაშორებით, მზე ხილული იქნება როგორც მკრთალი ვარსკვლავი, შეუიარაღებელი თვალით ძნელად შესამჩნევი.
ვარსკვლავების სიკაშკაშე
ვარსკვლავების სიკაშკაშე (L) უფრო ხშირად გამოიხატება მზის სიკაშკაშის ერთეულებში (4x erg/s). ვარსკვლავები განსხვავდებიან სიკაშკაშით ძალიან ფართო დიაპაზონში. ვარსკვლავების უმეტესობა „ჯუჯაა“, მათი სიკაშკაშე ზოგჯერ მზესთან შედარებითაც კი უმნიშვნელოა. სიკაშკაშის მახასიათებელი ვარსკვლავის "აბსოლუტური ღირებულებაა". ასევე არსებობს „ვარსკვლავური სიდიდის აშკარა“ კონცეფცია, რომელიც დამოკიდებულია ვარსკვლავის სიკაშკაშეზე, ფერსა და მასთან დაშორებაზე. უმეტეს შემთხვევაში გამოიყენეთ " აბსოლუტური მნიშვნელობა"ვარსკვლავების ზომების რეალურად შესაფასებლად, რაც არ უნდა შორს იყვნენ ისინი. ჭეშმარიტი ზომის გასარკვევად, თქვენ უბრალოდ უნდა მიუთითოთ ვარსკვლავები რაიმე ჩვეულებრივი მანძილით (ვთქვათ 10 ცალი). მაღალი სიკაშკაშის ვარსკვლავებს აქვთ უარყოფითი მნიშვნელობები. მაგალითად, მზის აშკარა სიდიდე არის -26,8. 10 კომპიუტერის მანძილზე, ეს მნიშვნელობა უკვე იქნება +5 (ყველაზე სუსტი ვარსკვლავი ჩანს შეუიარაღებელი თვალიაქვს მნიშვნელობა +6).
ვარსკვლავების რადიუსი
ვარსკვლავის რადიუსი. თუ ვიცით ეფექტური ტემპერატურა T ef და სიკაშკაშე L, ჩვენ შეგვიძლია გამოვთვალოთ ვარსკვლავის R რადიუსი ფორმულის გამოყენებით:
შტეფან-ბოლცმანის რადიაციული კანონის საფუძველზე (s არის სტეფანის მუდმივი). დიდი კუთხური ზომების მქონე ვარსკვლავის რადიუსი შეიძლება გაიზომოს უშუალოდ ვარსკვლავური ინტერფერომეტრებით. ბინარების დაბნელებისთვის შესაძლებელია მნიშვნელობების გამოთვლა ყველაზე დიდი დიამეტრიკომპონენტები, გამოხატული მათი ფარდობითი ორბიტის ნახევრად მთავარი ღერძის ფრაქციებში.
ზედაპირის ტემპერატურა
ზედაპირის ტემპერატურა. ენერგიის განაწილება ცხელი სხეულების სპექტრებში ერთნაირი არ არის; ტემპერატურის მიხედვით, მაქსიმალური გამოსხივება მოდის სხვადასხვა სიგრძეტალღები, იცვლება მთლიანი გამოსხივების ფერი. ვარსკვლავზე ამ ეფექტების შესწავლა, ვარსკვლავურ სპექტრებში ენერგიის განაწილების შესწავლა და ფერის ინდექსების გაზომვა შესაძლებელს ხდის მათი ტემპერატურის განსაზღვრას. ვარსკვლავების ტემპერატურა ასევე განისაზღვრება მათი სპექტრის გარკვეული ხაზების შედარებითი ინტენსივობით, რაც შესაძლებელს ხდის დადგინდეს სპექტრალური კლასივარსკვლავები. ვარსკვლავების სპექტრული კლასები დამოკიდებულია ტემპერატურაზე და ტემპერატურის კლებასთან ერთად აღინიშნება ასოებით: O, B, A, F, G, K, M. გარდა ამისა, ნახშირბადის ვარსკვლავების C გვერდითი რიგი განშტოებულია G კლასიდან. და გვერდითი ტოტი S კლასიდან K. O კლასიდან ასხივებენ უფრო ცხელ ვარსკვლავებს. სპექტრებში ხაზების ფორმირების მექანიზმის ცოდნით, ტემპერატურა შეიძლება გამოითვალოს სპექტრული ტიპის მიხედვით, თუ ცნობილია ვარსკვლავის ზედაპირზე მიზიდულობის აჩქარება, რაც დაკავშირებულია საშუალო სიმკვრივისმისი ფოტოსფერო და, შესაბამისად, ვარსკვლავის ზომა (სიმკვრივე შეიძლება შეფასდეს სპექტრის დახვეწილი მახასიათებლების მიხედვით). სპექტრული ტიპის ან ფერის ინდექსის დამოკიდებულებას ვარსკვლავის ეფექტურ ტემპერატურაზე ეწოდება მასშტაბი ეფექტური ტემპერატურა. ტემპერატურის ცოდნით, შესაძლებელია თეორიულად გამოვთვალოთ ვარსკვლავის გამოსხივების რა ნაწილი მოდის სპექტრის უხილავ უბნებზე - ულტრაიისფერზე და ინფრაწითელზე. ვარსკვლავის აბსოლუტური სიდიდე და კორექტირება, რომელიც ითვალისწინებს რადიაციას სპექტრის ულტრაიისფერ და ინფრაწითელ ნაწილებში, შესაძლებელს ხდის ვარსკვლავის მთლიანი სიკაშკაშის პოვნას.
ვარსკვლავის სიკაშკაშე სიკაშკაშევარსკვლავები, ვარსკვლავის მანათობელი ინტენსივობა, ანუ ვარსკვლავის მიერ გამოსხივებული სინათლის ნაკადის სიდიდე, რომელიც შეიცავს ერთეულ მყარ კუთხეს. ტერმინი "ვარსკვლავის სიკაშკაშე" არ შეესაბამება ზოგადი ფოტომეტრიის ტერმინს "ნათება". ვარსკვლავის მზის გამოსხივება შეიძლება ეხებოდეს როგორც ვარსკვლავის სპექტრის ზოგიერთ რეგიონს (ვარსკვლავის ვიზუალური მზის გამოსხივება, ვარსკვლავის მზის ფოტოგრაფიული გამოსხივება და ა.შ.) ან მის მთლიან გამოსხივებას (ბოლომეტრიული მზის გამოსხივება). ვარსკვლავი). ვარსკვლავის S. ჩვეულებრივ გამოიხატება მზის სიკაშკაშის ერთეულებში, უდრის 3 1027 საერთაშორისო სანთელს, ანუ 3.8 1033 ერგ/წმ. განათება ინდივიდუალური ვარსკვლავებიძალიან განსხვავდებიან ერთმანეთისგან: არის ვარსკვლავები, რომელთა ბოლომეტრიული სიკაშკაშე ნახევარ მილიონს აღწევს მზის სიკაშკაშის ერთეულებში (სპექტრული კლასის სუპერგიგანტური ვარსკვლავები), ასევე ვარსკვლავები ბოლომეტრიული სიკაშკაშით, რომელიც ასიათასჯერა. მზისაზე ნაკლები. ვარაუდობენ, რომ არსებობენ ვარსკვლავები კიდევ უფრო დაბალი სიკაშკაშით. მასებთან ერთად რადიუსი და ზედაპირის ტემპერატურავარსკვლავები, სიკაშკაშე არის ყველაზე მნიშვნელოვანი მახასიათებლებივარსკვლავები. კავშირი ამ ვარსკვლავურ მახასიათებლებს შორის განიხილება თეორიულ ასტროფიზიკაში. S. ვარსკვლავი L დაკავშირებულია აბსოლუტურთან სიდიდემდამოკიდებულება:
M = - 2.5 log L + 4.77.
აგრეთვე ხელოვნება. ვარსკვლავებიან თ. მასთან.
Დიდი საბჭოთა ენციკლოპედია. - მ.: საბჭოთა ენციკლოპედია. 1969-1978 .
ნახეთ, რა არის "Star Luminosity" სხვა ლექსიკონებში:
AT ზოგადი ფიზიკასიკაშკაშე არის სინათლის ენერგიის ნაკადის სიმკვრივე შიგნით ამ მიმართულებას. AT ექსპერიმენტული ფიზიკა ელემენტარული ნაწილაკებისიკაშკაშე არის ამაჩქარებლის ან კოლაიდერის პარამეტრი, რომელიც ახასიათებს შეჯახების სხივების შეჯახების ინტენსივობას ... ვიკიპედია
სიდიდე, რომელიც იზომება, როგორც მთლიანი ენერგიის თანაფარდობა, რომელსაც ვარსკვლავი ასხივებს ემისიის დროს. C. ვარსკვლავის ერთეული არის SI ვატებში. მზის S., ტოლია 3,86 1026 W, გამოიყენება როგორც სხვა ვარსკვლავების სიკაშკაშის ერთეული ... ასტრონომიული ლექსიკონი
სიკაშკაშე არის ტერმინი, რომელიც გამოიყენება გარკვეულ ფიზიკურ რაოდენობებზე. სარჩევი 1 ფოტომეტრული სიკაშკაშე 2 ციური სხეულის სიკაშკაშე ... ვიკიპედია
ვარსკვლავური გამოსხივების ძალა. ჩვეულებრივ გამოხატულია ერთეულებით სიკაშკაშის ტოლიმზე L? \u003d 3.86? 1026 W ... დიდი ენციკლოპედიური ლექსიკონი
ცხელი მანათობელი ციური სხეულებიმზის მსგავსი. ვარსკვლავები განსხვავდება ზომის, ტემპერატურისა და სიკაშკაშის მიხედვით. მრავალი თვალსაზრისით, მზე ტიპიური ვარსკვლავია, თუმცა ის ბევრად უფრო კაშკაშა და დიდი ჩანს, ვიდრე ყველა სხვა ვარსკვლავი, რადგან ის უფრო ახლოს მდებარეობს ... ... კოლიერის ენციკლოპედია
I სიკაშკაშე ზედაპირის წერტილში, მანათობელი ნაკადის თანაფარდობა (იხ. მანათობელი ნაკადი) მცირე ზედაპირის ელემენტისგან, რომელიც შეიცავს მოცემული წერტილი, ამ ელემენტის ფართობამდე. სინათლის ერთ-ერთი რაოდენობა (იხ. მსუბუქი რაოდენობები).… … დიდი საბჭოთა ენციკლოპედია
სიკაშკაშე, ვარსკვლავის აბსოლუტური სიკაშკაშე არის მისი ზედაპირის მიერ წამში გამოსხივებული ენერგიის რაოდენობა. იგი გამოიხატება ვატებში (ჯული წამში) ან მზის სიკაშკაშის საზომი ერთეულებით. ბოლომეტრიული სიკაშკაშე ზომავს ვარსკვლავის სინათლის მთლიან ძალას თითო... ... სამეცნიერო და ტექნიკური ენციკლოპედიური ლექსიკონი
ვარსკვლავის სიკაშკაშე, გამოსხივების ძალა. ჩვეულებრივ გამოხატულია მზის სიკაშკაშის ტოლი ერთეულებით L¤ = 3,86×1026 W ... ენციკლოპედიური ლექსიკონი
ვარსკვლავები დიდი ზომებიდა მაღალი სიკაშკაშე. გიგანტის რადიუსი აღწევს მზის 1000 რადიუსს, ხოლო სიკაშკაშე 1000-ჯერ აღემატება მზის სიკაშკაშეს. გიგანტებს აქვთ დაბალი საშუალო სიმკვრივე გაფართოებული იშვიათი ჭურვების გამო. Ზოგიერთი… … ასტრონომიული ლექსიკონი
ვარსკვლავები, რადიაციული ძალა. ჩვეულებრივ გამოხატულია მზის სიკაშკაშის ერთეულებში 1.0 = 3.86 * 1026 W ... ბუნებისმეტყველება. ენციკლოპედიური ლექსიკონი
რადიაცია გამოსხივებული ერთეული ფართობის მანათობელი ზედაპირის მცირე მონაკვეთიდან. ეს უდრის განხილული მცირე ზედაპირიდან გამომავალი მანათობელი ნაკადის თანაფარდობას ამ ტერიტორიის ფართობთან:
,სადაც dΦ არის მანათობელი ნაკადი, რომელსაც ასხივებს ზედაპირის ფართობი d ს. სიკაშკაშე იზომება lm/m²-ში. 1 ლმ / მ² არის 1 მ 2 ზედაპირის სიკაშკაშე, რომელიც ასხივებს მანათობელ ნაკადს, რომელიც ტოლია 1 ლმ.
სიკაშკაშე არ არის დამოკიდებული ობიექტამდე დაშორებაზე, მასზეა დამოკიდებული მხოლოდ ვარსკვლავის მოჩვენებითი სიდიდე. სიკაშკაშე ერთ-ერთი ყველაზე მნიშვნელოვანია ვარსკვლავური მახასიათებლები, რაც შესაძლებელს ხდის შედარებას სხვადასხვა სახისვარსკვლავები დიაგრამებზე "სპექტრი - სიკაშკაშე", "მასა - სიკაშკაშე". ვარსკვლავის სიკაშკაშე შეიძლება გამოითვალოს ფორმულის გამოყენებით:
სადაც რარის ვარსკვლავის რადიუსი, თ- მისი ზედაპირის ტემპერატურა, σ - შტეფან-ბოლცმანის კოეფიციენტი.
კოლაიდერის სიკაშკაშე
ნაწილაკების ექსპერიმენტულ ფიზიკაში სიკაშკაშეეწოდება ამაჩქარებლის ან კოლაიდერის პარამეტრს, რომელიც ახასიათებს ორი შეჯახებული სხივის ნაწილაკების ან ფიქსირებული სამიზნის ნაწილაკების ნაწილაკების შეჯახების ინტენსივობას. სიკაშკაშე L იზომება სმ −2 წმ −1-ში. რეაქციის განივი მონაკვეთის სიკაშკაშეზე გამრავლება იძლევა ამ პროცესის საშუალო სიხშირეს მოცემულ კოლაიდერზე.
შენიშვნები
ფონდი ვიკიმედია. 2010 წ.
- თანამშრომლობა
- კომპოზიციური მასალა
ნახეთ, რა არის "ლუმინანსი" სხვა ლექსიკონებში:
სიკაშკაშე- ზედაპირის წერტილში. ერთ-ერთი მანათობელი რაოდენობა, ზედაპირის ელემენტიდან გამომავალი მანათობელი ნაკადის თანაფარდობა ამ ელემენტის ფართობთან. ერთეული C. (SI) არის ლუმენები კვადრატულ მეტრზე (ლმ/მ2). მსგავსი ღირებულება ენერგეტიკულ სისტემაში. რაოდენობა ე.წ....... ფიზიკური ენციკლოპედია
სიკაშკაშე- მანათობელი ზედაპირის მიერ გამოსხივებული მანათობელი ნაკადის თანაფარდობა ამ ზედაპირის ფართობთან [ ტერმინოლოგიური ლექსიკონიმშენებლობაზე 12 ენაზე (VNIIIS Gosstroy of სსრკ)] სიკაშკაშე (Mν) ფიზიკური რაოდენობათანაფარდობით განსაზღვრული ... ... ტექნიკური მთარგმნელის სახელმძღვანელო
სიკაშკაშე- luminosity, ვარსკვლავის აბსოლუტური სიკაშკაშე არის მისი ზედაპირის მიერ წამში გამოსხივებული ენერგიის რაოდენობა. იგი გამოიხატება ვატებში (ჯული წამში) ან მზის სიკაშკაშის საზომი ერთეულებით. ბოლომეტრიული სიკაშკაშე ზომავს ვარსკვლავის სინათლის მთლიან ძალას თითო... ... სამეცნიერო და ტექნიკური ენციკლოპედიური ლექსიკონი
სიკაშკაშე- LUMINOSITY, 1) ასტრონომიაში, გამოსხივებული ენერგიის მთლიანი რაოდენობა კოსმოსური ობიექტიდროის ერთეულზე. ზოგჯერ საუბარია სიკაშკაშეზე ტალღის სიგრძის გარკვეულ დიაპაზონში, როგორიცაა რადიო სიკაშკაშე. ჩვეულებრივ იზომება erg/s, W, ან ერთეულებში ... ... თანამედროვე ენციკლოპედია
სიკაშკაშე- ვარსკვლავის გამოსხივების ძალა. ჩვეულებრივ გამოიხატება ერთეულებში, რომელიც ტოლია მზის სიკაშკაშეს L? \u003d 3.86? 1026 W ...
სიკაშკაშე- სინათლის წყაროს ერთეული ზედაპირის მიერ გამოსხივებული მთლიანი მანათობელი ნაკადის მნიშვნელობა. იზომება lm/m²-ში (SI-ში)… დიდი ენციკლოპედიური ლექსიკონი
სიკაშკაშე- (სიმსუბუქე) ფიზიკური. ღირებულება, თანაფარდობის ტოლისინათლე (იხ.) F გამოსხივებული მანათობელი ზედაპირის მიერ ამ ზედაპირის S ფართობზე: R \u003d F / S SI-ში, იგი გამოხატულია (იხ.) კვადრატული მეტრის(ლმ/მ2)… დიდი პოლიტექნიკური ენციკლოპედია
სიკაშკაშე- I სიკაშკაშე ზედაპირის წერტილში, მანათობელი ნაკადის თანაფარდობა (იხ. მანათობელი ნაკადი), რომელიც წარმოიქმნება მცირე ზედაპირის ელემენტისგან, რომელიც შეიცავს მოცემულ წერტილს ამ ელემენტის ფართობთან. სინათლის სიდიდეებიდან ერთ-ერთი (იხ. სინათლის რაოდენობა). ... ... დიდი საბჭოთა ენციკლოპედია
სიკაშკაშე- და; კარგად. ასტრონი. მანათობელი ნაკადი გამოსხივებული სინათლის წყაროს ზედაპირის ერთეული ფართობით. C. ვარსკვლავები (ვარსკვლავის მანათობელი ინტენსივობის თანაფარდობა მზის მანათობელ ინტენსივობასთან). C. ღამის ცა (ატმოსფეროს მაღალ ფენებში ატომებისა და ჰაერის მოლეკულების ბზინვარება). * * * სიკაშკაშე I…… ენციკლოპედიური ლექსიკონი
სიკაშკაშე- ასტრონომიაში, წყაროს მიერ გამოსხივებული ჯამური ენერგია დროის ერთეულზე (აბსოლუტურ ერთეულებში ან მზის სიკაშკაშის ერთეულებში; მზის სიკაშკაშე = 3,86 1033 ერგ/წმ). ზოგჯერ ისინი საუბრობენ არა სრულ S.-ზე, არამედ ტალღის სიგრძის გარკვეული დიაპაზონის S.-ზე. მაგალითად,…… ასტრონომიული ლექსიკონი
ვარსკვლავები. სიკაშკაშე, სპექტრი და კლასიფიკაცია.
ზოგიერთი ვარსკვლავი ანათებს უფრო ძლიერად, ზოგი - სუსტად. ვარსკვლავის გამოსხივების ძალას მის სიკაშკაშეს უწოდებენ. სიკაშკაშე არის მთლიანი ენერგია, რომელსაც ვარსკვლავი ასხივებს 1 წამში. ვარსკვლავის სიკაშკაშე ახასიათებს ვარსკვლავის მიერ გამოსხივებული ენერგიის ნაკადს ყველა მიმართულებით და აქვს სიმძლავრის J/s ან W განზომილება. სიკაშკაშე განისაზღვრება, თუ ცნობილია აშკარა სიდიდე და მანძილი ვარსკვლავამდე. თუ ასტრონომიას აქვს საკმაოდ საიმედო ინსტრუმენტული მეთოდები აშკარა სიდიდის დასადგენად, მაშინ არც ისე ადვილია ვარსკვლავებამდე მანძილის დადგენა. მზის აბსოლუტური სიდიდე გამოსხივების მთელ დიაპაზონში (ბოლომეტრიული სიდიდე) M = 4,72, მისი სიკაშკაშე L = 3,86∙10 26 W. იცის აბსოლუტური სიდიდე, შეგიძლიათ იპოვოთ სიკაშკაშე: lg L / L = 0.4 (M - M).
| ვარსკვლავი | სიკაშკაშე |
| სირიუსი | 22ლ |
| კანოპუსი | 4700ლ |
| არქტურუსი | 107ლ |
| ვეგა | 50 ლ |
სხვა ვარსკვლავების სიკაშკაშე განისაზღვრება შედარებითი ერთეულებიმზის სიკაშკაშესთან შედარებით. ცნობილია ვარსკვლავები, რომლებიც მზეზე ათობით ათასჯერ ნაკლებს ასხივებენ. და ვარსკვლავი S Doradus, ჩანს მხოლოდ ქვეყნებში სამხრეთ ნახევარსფეროდედამიწა, როგორც მე-8 სიდიდის ვარსკვლავი (შეიარაღებელი თვალით არ ჩანს!), მზეზე მილიონჯერ კაშკაშა, მისი აბსოლუტური სიდიდე M = -10,6. ვარსკვლავები შეიძლება განსხვავდებოდეს სიკაშკაშით მილიარდჯერ. ძალიან მაღალი სიკაშკაშის ვარსკვლავებს შორის გამოირჩევიან გიგანტები და სუპერგიგანტები. გიგანტების უმეტესობას აქვს 3000–4000 K ტემპერატურა, რის გამოც მათ წითელ გიგანტებს უწოდებენ.
ალდებარანი არის წითელი გიგანტი კუროს თანავარსკვლავედში.
ალფა ორიონი - ბეტელგეიზე. სუპერგიგანტები, როგორიცაა ბეტელგეიზე, სინათლის ყველაზე ძლიერი წყაროა. დაბალი სიკაშკაშის მქონე ვარსკვლავებს ჯუჯებს უწოდებენ.
პატარა წერტილი სირიუსის გვერდით არის მისი თანამგზავრი, თეთრი ჯუჯა Sirius B. ვარსკვლავების სპექტრები არის მათი პასპორტები ყველა აღწერით ვარსკვლავური თვისებები. ვარსკვლავები ერთი და იგივესგან შედგება ქიმიური ელემენტები, რომლებიც ცნობილია დედამიწაზე, მაგრამ ქ პროცენტიმათში დომინირებს მსუბუქი ელემენტები: წყალბადი და ჰელიუმი. ვარსკვლავის სპექტრიდან შეგიძლიათ გაიგოთ მისი სიკაშკაშე, მანძილი ვარსკვლავამდე, ტემპერატურა, ზომა, ქიმიური შემადგენლობამისი ატმოსფერო, ღერძის გარშემო ბრუნვის სიჩქარე, გარშემო მოძრაობის მახასიათებლები საერთო ცენტრიგრავიტაცია. ტელესკოპზე დამონტაჟებული სპექტრული აპარატი ვარსკვლავის შუქს ტალღის სიგრძეებად ანაწილებს სპექტრის ზოლად. სპექტრიდან შეგიძლიათ გაიგოთ რამდენი ენერგია მოდის ვარსკვლავიდან სხვადასხვა სიგრძისტალღებს და ძალიან ზუსტად შეაფასებს მის ტემპერატურას. ვარსკვლავების ფერი და სპექტრი დაკავშირებულია მათ ტემპერატურასთან. ცივ ვარსკვლავებში ფოტოსფეროს 3000 K ტემპერატურის მქონე რადიაცია ჭარბობს სპექტრის წითელ რეგიონში. ასეთი ვარსკვლავების სპექტრები შეიცავს მეტალების და მოლეკულების მრავალ ხაზს. ცხელში ლურჯი ვარსკვლავები 10000-15000 კ-ზე მეტი ტემპერატურით უმეტესობაატომები იონიზებულია. სრულად იონიზებული ატომები არ იძლევა სპექტრალური ხაზები, ასე რომ, ასეთი ვარსკვლავების სპექტრებში რამდენიმე ხაზია.
მათი სპექტრის მიხედვით, ვარსკვლავები იყოფა სპექტრულ კლასებად:
|
სხვადასხვა ვარსკვლავის სპექტრები.ვარსკვლავური სპექტრის დამახასიათებელი თვისებაა აგრეთვე არსებობა უზარმაზარი თანხაშთანთქმის ხაზების კუთვნილი სხვადასხვა ელემენტები. ამ ხაზების კარგად ანალიზმა შესაძლებელი გახადა განსაკუთრებით მოპოვება ღირებული ინფორმაციავარსკვლავების გარე შრეების ბუნებაზე.
ვარსკვლავების გარე ფენების ქიმიური შედგენილობა, საიდანაც მათი გამოსხივება პირდაპირ მოდის ჩვენამდე, ხასიათდება წყალბადის სრული ჭარბობით. მეორე ადგილზეა ჰელიუმი, ხოლო სხვა ელემენტების რაოდენობა საკმაოდ მცირეა. დაახლოებით ყოველ ათი ათას წყალბადის ატომზე არის ათასი ჰელიუმის ატომი, დაახლოებით 10 ჟანგბადის ატომი, ოდნავ ნაკლები ნახშირბადი და აზოტი და მხოლოდ ერთი რკინის ატომი. სხვა ელემენტების მინარევები აბსოლუტურად უმნიშვნელოა. არ არის გადაჭარბებული იმის თქმა, რომ ვარსკვლავები შედგება წყალბადისა და ჰელიუმისგან, უფრო მძიმე ელემენტების მცირე შერევით. ვარსკვლავის გარე ფენების ტემპერატურის კარგი მაჩვენებელი მისი ფერია. O და B სპექტრული ტიპის ცხელი ვარსკვლავები ლურჯია; ჩვენი მზის მსგავსი ვარსკვლავები (რომელთა სპექტრული ტიპია G2) ყვითლად გამოიყურება, ხოლო K და M სპექტრული კლასის ვარსკვლავები წითელია. ასტროფიზიკაში არის ფერთა საგულდაგულოდ განვითარებული და საკმაოდ ობიექტური სისტემა. იგი დაფუძნებულია სხვადასხვა მკაცრად სტანდარტიზებული სინათლის ფილტრებით მიღებული დაკვირვებული სიდიდეების შედარებაზე. რაოდენობრივად, ვარსკვლავების ფერს ახასიათებს განსხვავება ორ ფილტრს შორის მიღებულ ორ მნიშვნელობას შორის, რომელთაგან ერთი გადასცემს უპირატესად ლურჯ სხივებს ("B"), ხოლო მეორეს აქვს სპექტრული მგრძნობელობის მრუდი მსგავსი. ადამიანის თვალი("V"). ვარსკვლავების ფერის გაზომვის ტექნიკა იმდენად მაღალია, რომ გაზომვის მიხედვით მნიშვნელობა B-Vშეიძლება განისაზღვროს ვარსკვლავის სპექტრული კლასი ქვეკლასამდე. მკრთალი ვარსკვლავებისთვის ფერების ანალიზი მათი სპექტრული კლასიფიკაციის ერთადერთი შესაძლებლობაა.
ჰარვარდი სპექტრალური კლასიფიკაციადაფუძნებულია გარკვეული სპექტრული ხაზების არსებობა-არყოფნის, აგრეთვე შედარებითი ინტენსივობის საფუძველზე.
შედარებით მაგარი ვარსკვლავებისთვის ცხრილში ჩამოთვლილი ძირითადი სპექტრული ტიპების გარდა, ასევე არსებობს N და R კლასები (ნახშირბადის C2 მოლეკულების შთანთქმის ზოლები, ციანიდი CN და ნახშირბადის მონოქსიდი CO), კლასი S (ტიტანის TiO და ცირკონიუმის ოქსიდების ზოლები). ZrO), ისევე როგორც ყველაზე ცივი ვარსკვლავებისთვის - კლასი L (CrH ზოლი, რუბიდიუმის, ცეზიუმის, კალიუმის და ნატრიუმის ხაზები). ვარსკვლავური ტიპის ობიექტებისთვის - „ყავისფერი ჯუჯები“, ვარსკვლავებსა და პლანეტებს შორის მასის შუალედური მასა, ახლახან შემოიღეს სპეციალური სპექტრული კლასი T (წყლის, მეთანისა და მოლეკულური წყალბადის შთანთქმის ზოლები). სპექტრულ ტიპებს O, B, A ხშირად უწოდებენ ცხელ ან ადრეულ, F და G კლასებს - მზის, ხოლო K და M კლასებს - ცივ ან გვიან სპექტრალურ ტიპებს. ვარსკვლავური სპექტრების უფრო ზუსტი განმარტებისთვის, ჩამოთვლილ კლასებს შორის ინტერვალები იყოფა 10 ქვეკლასად. მაგალითად, F5 არის სპექტრი შუა გზაზე F0 და G0 შორის. მზის სპექტრული კლასია G2.
სიპრიალის გაზომვისა და შედარების უნარი სხვადასხვა ვარსკვლავებიაღმოჩენამდე მიიყვანა ახალი ტერიტორიაასტრონომიაში – კოლორიმეტრია. კოლორიმეტრია არის ვარსკვლავების ფერის გაზომვა და შესწავლა.
ფერის აღქმა არის წმინდა სუბიექტური, ეს დამოკიდებულია დამკვირვებლის თვალის ბადურის რეაქციაზე. ადამიანის თვალის ფერთა მგრძნობელობა შემოიფარგლება დაახლოებით შემდეგი ზონით: იისფერი სხივებიდან (4000 ა) წითელ სხივებამდე (7500 ა). ვარსკვლავები ასხივებენ ენერგიას ყველა დიაპაზონში ელექტრომაგნიტური სპექტრი, არა მხოლოდ ხილულ რეგიონში. ვარსკვლავების ფერები განისაზღვრება რადიაციის ინტენსივობის თანაფარდობით სპექტრის ორ ან მეტ რეგიონში. თავდაპირველად, შემოთავაზებული იყო ვარსკვლავების ფერის გაზომვა ფოტოების გამოყენებით. თუ ვარსკვლავი გადაღებულია ორ ფოტოგრაფიულ ფირფიტაზე, რომელთაგან ერთი მგრძნობიარეა მოკლე, ლურჯი სხივების მიმართ, ხოლო მეორე უფრო გრძელი, წითელი სხივების მიმართ, მაშინ გაშავება, ანუ აშკარა სიდიდე სხვადასხვა ფოტოგრაფიულ ფირფიტაზე, განსხვავებული იქნება. ფოტოგრაფიულ სიდიდეებს შორის განსხვავებას ეწოდა ფერის ინდექსი CI (ინგლისური ფერის ინდექსი).
CI = m(1) – m(2). წითელ ვარსკვლავებს აქვთ დადებითი ფერის ინდექსები და ლურჯი და თეთრი ვარსკვლავები- უარყოფითი. ფოტომეტრული გაზომვის ტექნოლოგიის განვითარებასთან ერთად და ფოტომამრავლებლების მოსვლასთან ერთად შეთანხმდნენ U, B, V ფერების სისტემის გამოყენებაზე. U, B, V სისტემამ ჩაანაცვლა წინა ფოტოგრაფიული და ფოტოვიზუალური ფერის განსაზღვრის სისტემა. U ფერის სისტემა ზომავს ვარსკვლავურ სიდიდეებს სპექტრის ულტრაიისფერ რეგიონში, B ფერის სისტემა - ჩვეულებრივ ფოტოგრაფიულ რეგიონში, რომელიც შეესაბამება ლურჯ სხივებს, ხოლო V ფერის სისტემა - ფერის რეგიონში, რომელიც ჭარბობს განათებაში. ჩვენი პლანეტა, ე.ი. ყვითელი ფერი.
UBV სისტემა.
ინდიკატორი ფერები B-Vსაშუალებას გაძლევთ შეადაროთ რადიაციის ინტენსივობა ლურჯ და ყვითელ სხივებში და U-B ფერის ინდექსი სპექტრის ულტრაიისფერ და ლურჯ დიაპაზონში. ჩვენ შევთანხმდით, რომ გავითვალისწინოთ, რომ B-V ფერის ინდექსი AO კლასის ვარსკვლავისთვის ნული. ეს შეესაბამება კვანტების ნაკადს ტალღის სიგრძით 5550 ა. თუ ვარსკვლავის ფერის ინდექსი ძირითადი თანმიმდევრობაუარყოფითი, მაშინ ეს არის ადრეული სპექტრული ტიპების ვარსკვლავი, რომლის ზედაპირის ტემპერატურა 10,000 K-ზე მეტია. თუ ფერის ინდექსი დადებითია, მაშინ ეს არის გვიანი სპექტრული ტიპის ვარსკვლავი, რომლის ზედაპირის ტემპერატურა 10,000 K-ზე ნაკლებია. ამრიგად, კოლორიმეტრიაში. , მყარდება კავშირი B-V ფერის ინდექსს, სპექტრულ კლასს და ფოტოსფეროს ტემპერატურას შორის მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავებისთვის. ვარსკვლავები, ამისთვის უიშვიათესი გამონაკლისი, შეინიშნება როგორც გამოსხივების წერტილოვანი წყაროები. ეს ნიშნავს, რომ მათი კუთხოვანი ზომები ძალიან მცირეა. თუნდაც ყველაზე დიდი ტელესკოპებითქვენ ვერ ხედავთ ვარსკვლავებს, როგორც "ნამდვილ" დისკებს. ვარსკვლავი თუნდაც ყველაზე დიდი ტელესკოპიარ შეიძლება დაშვებული.
ვარსკვლავების ზომის განსაზღვრის მეთოდები:
- მთვარის მიერ ვარსკვლავის დაბნელებაზე დაკვირვებით შეიძლება განისაზღვროს კუთხის ზომა, ხოლო ვარსკვლავამდე მანძილის ცოდნით მისი ჭეშმარიტი, წრფივი ზომების დადგენა;
- პირდაპირ ვარსკვლავის ზომა შეიძლება გაიზომოს სპეციალური მოწყობილობა- ოპტიკური ინტერფერომეტრი;
- ვარსკვლავის ზომები თეორიულად შეიძლება გამოითვალოს შტეფან-ბოლცმანის კანონის გამოყენებით მთლიანი სიკაშკაშისა და ტემპერატურის შეფასებით.
მზისა და ჯუჯების შედარებითი ზომები.
ვარსკვლავების ზომები მნიშვნელოვნად განსხვავდება ერთმანეთთან: არის ჯუჯები, გიგანტები და ჩვეულებრივი ვარსკვლავები, რომლებიც უმრავლესობას წარმოადგენენ. გაზომვებმა აჩვენა, რომ თეთრი ჯუჯების ზომა რამდენიმე ათასი კილომეტრია, ხოლო წითელი გიგანტების ზომა შედარებულია მზის სისტემა. ვარსკვლავის მასა, ალბათ, მისი ყველაზე მნიშვნელოვანი მახასიათებელია. მასა განსაზღვრავს მთლიანობას ცხოვრების გზავარსკვლავები. მასის დადგენა შესაძლებელია ორობითი ვარსკვლავებისთვის ვარსკვლავური სისტემებითუ ცნობილია ნახევრად ძირითადი ღერძიორბიტა a და რევოლუციის პერიოდი T. ამ შემთხვევაში, მასები განისაზღვრება კეპლერის მესამე კანონით, რომელიც შეიძლება დაიწეროს შემდეგნაირად: აქ M1 და M2 არის სისტემის კომპონენტების მასები, G არის გრავიტაციული მუდმივი. განტოლება იძლევა სისტემის კომპონენტების მასების ჯამს. თუ გარდა ამისა, მიმართება ორბიტალური სიჩქარეები, მაშინ მათი მასები შეიძლება ცალკე განისაზღვროს. სამწუხაროდ, მხოლოდ ბინარული სისტემების შედარებით მცირე რაოდენობისთვის შეიძლება ამ გზით თითოეული ვარსკვლავის მასის დადგენა.
მასის შეფასების ყველა სხვა მეთოდი არაპირდაპირია. არსებითად, ასტრონომიას არ ჰქონდა და არც ამჟამად აქვს პირდაპირი და დამოუკიდებელი განმარტებაიზოლირებული ვარსკვლავის მასა. და ეს არის ჩვენი სამყაროს მეცნიერების სერიოზული ნაკლი. ასეთი მეთოდი რომ არსებობდეს, ჩვენი ცოდნის პროგრესი ბევრად უფრო სწრაფი იქნებოდა. მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავებისთვის დადგენილია, რომ მეტი მასა, მით უფრო მაღალია ვარსკვლავის სიკაშკაშე. ეს დამოკიდებულება არაწრფივია: მაგალითად, მასის გაორმაგებით, სიკაშკაშე იზრდება 10-ზე მეტით. ყველაზე პატარა ვარსკვლავები მასის მიხედვით ბევრად უფრო მასიურია ვიდრე მზის სისტემის ნებისმიერი პლანეტა. ვარსკვლავების მასა მერყეობს 0,1 მზის მასიდან რამდენიმე ათეულ მზის მასამდე. ამრიგად, ვარსკვლავების მასები მხოლოდ რამდენიმე ასეულჯერ განსხვავდება.
გამოვლინდა ვარსკვლავების უმრავლესობის მასისა და სიკაშკაშის შედარება შემდეგ დამოკიდებულების: სიკაშკაშე დაახლოებით პროპორციულია მასის მეოთხე ხარისხთან.
მზის ცენტრში გაზის სიმკვრივე ასჯერ აღემატება წყლის სიმკვრივეს. ვარსკვლავი, რომელიც მზეზე ორჯერ მეტს იწონის, დაახლოებით 16-ჯერ უფრო ძლიერად ასხივებს. Გავლენის ქვეშ მაღალი ტემპერატურა(მილიონობით კელვინი), ბირთვის ატომები მთლიანად იონიზებულია და მათ შორის მანძილი მცირდება. მზის ცენტრში გაზის სიმკვრივე ასჯერ აღემატება წყლის სიმკვრივეს. ვარსკვლავის ტემპერატურაც იზრდება ცენტრთან მიახლოებისას. ადრეული სპექტრული ტიპის O, B, A ვარსკვლავები ასევე ხასიათდებიან ბრუნვის მაღალი სიჩქარით.
ეკვატორული ვარსკვლავის ბრუნვის სიჩქარეები: სპექტრი v, კმ/წმ O5 400 A0 320 A5 250 F0 180
ყველაზე მაღალი დაკვირვებული სიჩქარე აღმოაჩინეს ვარსკვლავებში, რომლებსაც აქვთ ემისიის ხაზები სპექტრში და, რა თქმა უნდა, ნეიტრონული ვარსკვლავები. ჩვენი მზე ბრუნავს ეკვატორული სიჩქარით 2 კმ/წმ. ვარსკვლავები ძალიან განსხვავდებიან ზომით, სიკაშკაშით და ტემპერატურით.
უზარმაზარი ზედაპირის გამო, გიგანტები განუზომლად ასხივებენ მეტი ენერგიავიდრე ჩვეულებრივი ვარსკვლავები, როგორიცაა მზე, მიუხედავად იმისა, რომ მათი ზედაპირის ტემპერატურა გაცილებით მაგარია. წითელი სუპერგიგანტის ბეტელგეიზეს (მდ. ორიონი) რადიუსი ბევრჯერ აღემატება მზის რადიუსს. პირიქით, ჩვეულებრივი წითელი ვარსკვლავის ზომა, როგორც წესი, არ აღემატება მზის ზომის მეათედს. გიგანტებისგან განსხვავებით, მათ ჯუჯებს უწოდებენ. მაგალითად, ორი ვარსკვლავი ერთი და იგივე სპექტრული ტიპის M2, Betelgeuse და Lalande 21185, განსხვავდება სიკაშკაშით 600000-ით. ბეთელგეიზის სიკაშკაშე 3000-ჯერ მეტია მზის სიკაშკაშეზე, ხოლო ლალანდე 21185 200-ჯერ ნაკლებია. ვარსკვლავები გიგანტები და ჯუჯები არიან სხვადასხვა ეტაპებიმისი ევოლუცია და გიგანტი, რომელმაც მიაღწია "სიბერეს", შეიძლება გადაიქცეს თეთრ ჯუჯად. წითელ გიგანტებთან და სუპერგიგანტებთან ერთად არის თეთრი და ლურჯი სუპერგიგანტები: რეგულუსი (α ლომი), რიგელი (β ორიონი).
ინფორმაციის წყარო: "ღია ასტრონომია 2.5", შპს "FISICON"
