57. Magnitude absoluta e luminosidade das estrelas.
A magnitude absoluta (M) é definida como a magnitude aparente de um objeto se ele estivesse localizado a 10 parsecs do observador. A magnitude bolométrica absoluta do Sol é +4,7.
Se a magnitude aparente e a distância ao objeto forem conhecidas, a magnitude absoluta pode ser calculada usando a fórmula:
onde d0 = 10 pc ≈ 32,616 anos-luz
Assim, se as magnitudes aparentes e absolutas forem conhecidas, a distância pode ser calculada usando a fórmula 
A magnitude absoluta está relacionada à luminosidade pela seguinte relação: 
onde e é a luminosidade e magnitude absoluta do Sol. Geralmente = 1
58. Diagrama de espectro-luminosidade de Hertzsprung-Russell
No início do século XX. O astrônomo dinamarquês Hertzsprung e, um pouco mais tarde, o astrofísico americano Russell estabeleceram a existência de uma relação entre o tipo de espectro e a luminosidade das estrelas. Essa dependência é ilustrada por um gráfico, em um eixo do qual é traçada a classe espectral e, no outro, a magnitude absoluta. Esse gráfico é chamado de diagrama de espectro-luminosidade ou diagrama de Hertzsprung-Russell.
A posição de cada estrela em um ponto ou outro do diagrama é determinada pela sua natureza física e estágio de evolução. A luminosidade permite identificar diferentes grupos de estrelas unidas por propriedades físicas comuns, e estabelecer a relação entre algumas das suas características físicas, e também auxilia na resolução de uma série de outros problemas. A parte superior do diagrama corresponde a estrelas de alta luminosidade. A parte inferior do diagrama é ocupada por estrelas de baixa luminosidade. O lado esquerdo do diagrama contém estrelas quentes e o lado direito contém estrelas mais frias.
No topo do diagrama estão as estrelas com maior luminosidade, aquelas que se distinguem pela sua elevada luminosidade. As estrelas na metade inferior do diagrama têm baixa luminosidade e são chamadas de anãs. A diagonal mais rica em estrelas, que vai da esquerda para baixo e para a direita, é chamada de sequência principal. As estrelas estão localizadas ao longo dele, desde as mais quentes (em cima) até as mais frias (em baixo).
As estrelas estão distribuídas de forma muito desigual no diagrama de Hertzsprung-Russell, o que corresponde à existência de uma certa relação entre as luminosidades e as temperaturas das estrelas. É mais claramente expresso para estrelas da sequência principal. No entanto, é possível identificar nele uma série de outras sequências que apresentam dispersão significativamente maior que a principal. Isto sugere que alguns grupos específicos de estrelas têm dependência individual.
As sequências consideradas são chamadas de classes de luminosidade e são designadas por algarismos romanos de I a VII, colocados após o nome da classe espectral. A classificação completa das estrelas depende de dois parâmetros: temperatura e luminosidade. O Sol se enquadra na classe de luminosidade V e sua designação de espectro é G2V. Esta classificação de estrelas atualmente aceita é chamada ICC (Morgana, Kinana, Kelman).
Classe de luminosidade I – supergigantes; Essas estrelas ocupam a parte superior do diagrama espectro-luminosidade e estão divididas em várias sequências.
Classe de luminosidade II - gigantes brilhantes.
Classe de luminosidade III - gigantes.
Classe de luminosidade IV - subgigantes. As últimas três classes estão localizadas no diagrama entre a região supergigante e a sequência principal.
Classe de luminosidade V - estrelas da sequência principal.
Classe de luminosidade VI - subanãs brilhantes. Eles formam uma sequência que passa abaixo da principal em cerca de uma magnitude, começando da classe A0 para a direita.
Classe de luminosidade VII. Anãs brancas. Possuem luminosidade muito baixa e ocupam a parte inferior do diagrama.
A pertença de uma estrela a uma determinada classe de luminosidade é estabelecida com base em características adicionais especiais da classificação espectral
Luminosidade
Por muito tempo, os astrônomos acreditaram que a diferença no brilho aparente das estrelas estava associada apenas à distância até elas: quanto mais longe a estrela, menos brilhante ela deveria parecer. Mas quando as distâncias às estrelas se tornaram conhecidas, os astrónomos descobriram que, por vezes, estrelas mais distantes têm maior brilho aparente. Isto significa que o brilho aparente das estrelas depende não apenas da sua distância, mas também da força real da sua luz, ou seja, da sua luminosidade. A luminosidade de uma estrela depende do tamanho da superfície das estrelas e da sua temperatura. A luminosidade de uma estrela expressa sua verdadeira intensidade luminosa em comparação com a intensidade luminosa do Sol. Por exemplo, quando dizem que a luminosidade de Sirius é 17, isso significa que a verdadeira intensidade de sua luz é 17 vezes maior que a intensidade do Sol.
Ao determinar a luminosidade das estrelas, os astrônomos descobriram que muitas estrelas são milhares de vezes mais brilhantes que o Sol, por exemplo, a luminosidade de Deneb (alfa Cygnus) é 9.400. Entre as estrelas há aquelas que emitem centenas de milhares de vezes mais. luz que o Sol. Um exemplo é a estrela simbolizada pela letra S na constelação Dorado. Ele brilha 1.000.000 de vezes mais que o Sol. Outras estrelas têm a mesma ou quase a mesma luminosidade do nosso Sol, por exemplo, Altair (Alpha Aquila) -8. Existem estrelas cuja luminosidade é expressa em milésimos, ou seja, sua intensidade luminosa é centenas de vezes menor que a do Sol.
Cor, temperatura e composição das estrelas
As estrelas têm cores diferentes. Por exemplo, Vega e Deneb são brancos, Capella é amarelado e Betelgeuse é avermelhado. Quanto mais baixa a temperatura de uma estrela, mais vermelha ela é. A temperatura das estrelas brancas atinge 30.000 e até 100.000 graus; a temperatura das estrelas amarelas é de cerca de 6.000 graus, e a temperatura das estrelas vermelhas é de 3.000 graus ou menos.
As estrelas consistem em substâncias gasosas quentes: hidrogênio, hélio, ferro, sódio, carbono, oxigênio e outros.
Aglomerado de estrelas
As estrelas no vasto espaço da Galáxia estão distribuídas de maneira bastante uniforme. Mas alguns deles ainda se acumulam em determinados locais. Claro, mesmo aí as distâncias entre as estrelas ainda são muito grandes. Mas devido às enormes distâncias, essas estrelas próximas parecem um aglomerado de estrelas. É por isso que eles são chamados assim. O mais famoso dos aglomerados de estrelas são as Plêiades, na constelação de Touro. A olho nu, podem ser distinguidas de 6 a 7 estrelas nas Plêiades, localizadas muito próximas umas das outras. Através de um telescópio, mais de cem deles são visíveis em uma pequena área. Este é um dos aglomerados em que as estrelas formam um sistema mais ou menos isolado, ligados por um movimento comum no espaço. O diâmetro deste aglomerado de estrelas é de cerca de 50 anos-luz. Mas mesmo com a aparente proximidade das estrelas neste aglomerado, elas estão, na verdade, bastante distantes umas das outras. Na mesma constelação, ao redor de sua estrela principal - a mais brilhante - avermelhada, Al-debaran, há outro aglomerado de estrelas mais disperso - as Híades.
Alguns aglomerados de estrelas aparecem como pontos nebulosos e borrados em telescópios fracos. Em telescópios mais poderosos, estas manchas, especialmente nas bordas, dividem-se em estrelas individuais. Grandes telescópios permitem estabelecer que se trata de aglomerados estelares particularmente próximos, de formato esférico. Portanto, tais aglomerados são chamados globulares. Mais de cem aglomerados de estrelas globulares são agora conhecidos. Todos eles estão muito longe de nós. Cada um deles consiste em centenas de milhares de estrelas.
A questão de saber o que é o mundo das estrelas é aparentemente uma das primeiras questões que a humanidade enfrenta desde o início da civilização. Qualquer pessoa que contempla o céu estrelado involuntariamente conecta as estrelas mais brilhantes entre si nas formas mais simples - quadrados, triângulos, cruzes, tornando-se o criador involuntário de seu próprio mapa do céu estrelado. Nossos ancestrais seguiram o mesmo caminho, dividindo o céu estrelado em combinações claramente distinguíveis de estrelas chamadas constelações. Nas culturas antigas encontramos referências às primeiras constelações, identificadas com símbolos dos deuses ou mitos, que chegaram até nós sob a forma de nomes poéticos - a constelação de Órion, a constelação de Canes Venatici, a constelação de Andrómeda, etc. Esses nomes pareciam simbolizar as ideias de nossos ancestrais sobre a eternidade e imutabilidade do universo, a constância e imutabilidade da harmonia do cosmos.
O brilho E de uma estrela, determinado por sua magnitude aparente, é inversamente proporcional ao quadrado da distância até ela. Para descobrir a radiação real de uma estrela, é necessário excluir a influência de sua distância. Concordemos em chamar de brilho absoluto aquele que a estrela teria se estivesse a uma distância de 10 parsecs do observador (1 parsec anos-luz km). Então a fórmula é válida
em que a distância é expressa em parsecs.
A magnitude aparente também depende da distância. A magnitude que uma estrela teria se estivesse a uma distância de 10 parsecs do observador é chamada de magnitude absoluta e é designada pela letra M. Aplicando as fórmulas (1) e (5), obtemos
de onde, tomando logaritmos e transformando, encontramos
Usando esta fórmula, conhecendo a magnitude aparente e a distância, a magnitude absoluta M é calculada.
A luminosidade de uma estrela é a razão entre a intensidade de sua luz e a intensidade do Sol, que é assim tomada como unidade. Se denotarmos a magnitude absoluta do Sol, então a luminosidade da estrela L é calculada pela fórmula
Como nos raios V a magnitude absoluta do Sol é igual, a última fórmula recebe uma expressão numérica
Conhecendo a luminosidade de uma estrela, podemos calcular seu raio, assumindo que ela tem formato esférico e que o disco da estrela tem o mesmo brilho tanto no centro quanto nas bordas. A área do disco é igual, denotando o brilho do disco por I, ou seja, considerando que cada metro quadrado emite I joules de energia radiante por segundo, obtemos a energia emitida pelo disco da estrela. Da mesma forma, a energia emitida pelo disco solar é Dividindo a primeira expressão pela segunda, obtemos a luminosidade da estrela
Da teoria da radiação térmica sabe-se que
e portanto
A temperatura T incluída nesta fórmula é ligeiramente diferente da temperatura determinada pelo índice de cor, mas isso pode ser desprezado e então o raio da estrela será
Características físicas básicas das estrelas: luminosidade, magnitudes absolutas e aparentes, massa, temperatura, tamanho, espectro.
Luminosidade– energia emitida por uma estrela ou outro corpo celeste por unidade de tempo. Geralmente dado em unidades de luminosidade solar, expressa pela fórmula log (L/Lc) = 0,4 (Mc – M), onde L e M são a luminosidade e magnitude absoluta da fonte, Lc e Mc são os valores correspondentes para o Sol (Mc = +4,83). Também determinado pela fórmula L=4рR 2 уT 4. Existem estrelas conhecidas cuja luminosidade é muitas vezes maior que a luminosidade do Sol. A luminosidade de Aldebaran é 160 e Rigel é 80.000 vezes maior que a do Sol. Mas a grande maioria das estrelas tem luminosidades comparáveis ou inferiores às do Sol.
Magnitude – uma medida do brilho de uma estrela. Zv. não dá uma ideia verdadeira do poder de radiação da estrela. Uma estrela fraca perto da Terra pode parecer mais brilhante do que uma estrela brilhante distante porque o fluxo de radiação recebido dele diminui na proporção inversa ao quadrado da distância. Visível W.V. - o brilho de uma estrela que um observador vê ao olhar para o céu. Absoluto Z.v. - uma medida do brilho verdadeiro, representa o nível de brilho de uma estrela que ela teria se estivesse a uma distância de 10 pc. Hiparco inventou o sistema de estrelas visíveis. no século 2 AC. As estrelas receberam números com base em seu brilho aparente; as estrelas mais brilhantes eram de 1ª magnitude e as mais fracas eram de 6ª magnitude. Tudo está. século 19 este sistema foi modificado. Escala moderna de Z.v. foi estabelecido determinando Z.v. amostra representativa de estrelas próximas ao norte. pólos do mundo (série polar norte). Com base neles, foram determinados Z.v. todas as outras estrelas. Esta é uma escala logarítmica, onde estrelas de 1ª magnitude são 100 vezes mais brilhantes que estrelas de 6ª magnitude. À medida que a precisão da medição aumentou, os décimos tiveram que ser introduzidos. As estrelas mais brilhantes são mais brilhantes que a 1ª magnitude e algumas até têm magnitudes negativas.
Massa estelar – um parâmetro determinado diretamente apenas para componentes de estrelas duplas com órbitas e distâncias conhecidas (M 1 + M 2 = R 3 / T 2). Que. As massas de apenas algumas dezenas de estrelas foram estabelecidas, mas para um número muito maior a massa pode ser determinada a partir da relação massa-luminosidade. Massas superiores a 40 solares e inferiores a 0,1 solares são muito raras. A maioria das estrelas tem massa menor que a do Sol. A temperatura no centro de tais estrelas não pode atingir o nível em que começam as reações de fusão nuclear, e a única fonte de sua energia é a compressão Kelvin-Helmholtz. Tais objetos são chamados anãs marrons.
Relação massa-luminosidade, encontrada em 1924 por Eddington, a relação entre a luminosidade L e a massa estelar M. A relação tem a forma L/Lc = (M/Mc) a, onde Lc e Mc são a luminosidade e a massa do Sol, respectivamente, o valor A geralmente fica na faixa de 3-5. A relação decorre do fato de que as propriedades observadas das estrelas normais são determinadas principalmente pela sua massa. Esta relação para estrelas anãs concorda bem com as observações. Acredita-se que isto também seja verdade para supergigantes e gigantes, embora a sua massa seja difícil de medir diretamente. A relação não se aplica às anãs brancas, porque aumenta sua luminosidade.
A temperatura é estelar– a temperatura de uma determinada região da estrela. É uma das características físicas mais importantes de qualquer objeto. No entanto, porque a temperatura das diferentes regiões de uma estrela difere, e também porque a temperatura é uma quantidade termodinâmica que depende do fluxo de radiação eletromagnética e da presença de vários átomos, íons e núcleos em alguma região da atmosfera estelar, todas essas diferenças estão unidos a uma temperatura efetiva intimamente relacionada com a radiação da estrela na fotosfera. Temperatura efetiva, parâmetro que caracteriza a quantidade total de energia emitida por uma estrela por unidade de área de sua superfície. Este é um método inequívoco para descrever a temperatura estelar. Esse. é determinado através da temperatura de um corpo absolutamente negro, que, de acordo com a lei de Stefan-Boltzmann, irradiaria a mesma potência por unidade de área superficial que a estrela. Embora o espectro de uma estrela difira significativamente em detalhes do espectro de um corpo absolutamente negro, no entanto, a temperatura efetiva caracteriza a energia do gás nas camadas externas da fotosfera estelar e permite, usando a lei de deslocamento de Wien (l max = 0,29 /T), para determinar em que comprimento de onda há um máximo de radiação estelar e, portanto, a cor da estrela.
Por tamanhos as estrelas são divididas em anãs, subanãs, estrelas normais, gigantes, subgigantes e supergigantes.
Faixa estrelas depende de sua temperatura, pressão, densidade do gás de sua fotosfera, intensidade do campo magnético e química. composição.
Classes espectrais, classificação das estrelas de acordo com seus espectros (principalmente de acordo com as intensidades das linhas espectrais), introduzida pela primeira vez pelo italiano. astrônomo Secchi. Introduziu designações de letras, que foram modificadas à medida que o conhecimento sobre os processos internos se expandia. estrutura das estrelas. A cor de uma estrela depende da temperatura de sua superfície, assim como nos tempos modernos. Classificação espectral de Draper (Harvard) S.k. organizados em ordem decrescente de temperatura:
Diagrama Hertzsprung-Russell, um gráfico que permite determinar duas características básicas das estrelas, expressa a relação entre magnitude absoluta e temperatura. Nomeado em homenagem ao astrônomo dinamarquês Hertzsprung e ao astrônomo americano Russell, que publicou o primeiro diagrama em 1914. As estrelas mais quentes ficam à esquerda do diagrama e as estrelas de maior luminosidade estão no topo. Do canto superior esquerdo para o canto inferior direito vai sequência principal, refletindo a evolução das estrelas e terminando com estrelas anãs. A maioria das estrelas pertence a esta sequência. O sol também pertence a esta sequência. Acima desta sequência, subgigantes, supergigantes e gigantes estão localizadas na ordem indicada, abaixo - subanãs e anãs brancas. Esses grupos de estrelas são chamados aulas de luminosidade.
Condições de equilíbrio: como se sabe, as estrelas são os únicos objetos da natureza nos quais ocorrem reações descontroladas de fusão termonuclear, que são acompanhadas pela liberação de uma grande quantidade de energia e determinam a temperatura das estrelas. A maioria das estrelas está em estado estacionário, ou seja, não explode. Algumas estrelas explodem (as chamadas novas e supernovas). Por que as estrelas geralmente estão em equilíbrio? A força das explosões nucleares em estrelas estacionárias é equilibrada pela força da gravidade, razão pela qual estas estrelas mantêm o equilíbrio.
- Cálculo das dimensões lineares de uma luminária a partir de dimensões angulares e distâncias conhecidas.
Luminosidade estelar Luminosidade estrelas, a intensidade luminosa de uma estrela, ou seja, a magnitude do fluxo luminoso emitido por uma estrela, contido em um ângulo sólido unitário. O termo “luminosidade estelar” não corresponde ao termo “luminosidade” da fotometria geral. A radiação solar de uma estrela pode referir-se a qualquer região do espectro da estrela (radiação solar visual de uma estrela, radiação solar fotográfica de uma estrela, etc.) ou à sua radiação total (radiação solar bolométrica de uma estrela). A luminosidade de uma estrela é geralmente expressa em unidades de luminosidade solar, igual a 3·1027 velas internacionais, ou 3,8·1033 erg/s. As luminosidades das estrelas individuais diferem muito umas das outras: existem estrelas cuja luminosidade bolométrica atinge meio milhão de unidades de luminosidade solar (estrelas supergigantes da classe espectral O), bem como estrelas com luminosidade bolométrica centenas de milhares de vezes menor que a Sol. Acredita-se que existam estrelas com luminosidade ainda menor. Juntamente com as massas, raios e temperaturas da superfície das estrelas, as luminosidades são as características mais importantes das estrelas. A conexão entre essas características estelares é considerada na astrofísica teórica. A posição da estrela L está relacionada com o absoluto magnitude M vício:
M = - 2,5 log L + 4,77.
Veja também o art. Estrelas ou T. com ela.
Grande Enciclopédia Soviética. - M.: Enciclopédia Soviética. 1969-1978 .
Veja o que é “luminosidade estelar” em outros dicionários:
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Luminosidade é um termo usado para nomear certas quantidades físicas. Conteúdo 1 Luminosidade fotométrica 2 Luminosidade de um corpo celeste ... Wikipedia
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I Luminosidade em um ponto de uma superfície, a razão entre o fluxo luminoso (ver Fluxo luminoso) que emana de um pequeno elemento de superfície que contém um determinado ponto e a área deste elemento. Uma das quantidades de luz (Ver Quantidades de luz).... ... Grande Enciclopédia Soviética
LUMINOSIDADE, o brilho absoluto de uma ESTRELA, a quantidade de energia emitida por sua superfície por segundo. Expresso em watts (joules por segundo) ou unidades de brilho solar. A luminosidade bolométrica mede a potência total da luz de uma estrela por... ... Dicionário enciclopédico científico e técnico
LUMINOSIDADE de uma estrela, poder de radiação. Geralmente expresso em unidades iguais à luminosidade do Sol L¤ = 3,86×1026 W... dicionário enciclopédico
Estrelas de grande tamanho e alta luminosidade. O raio do gigante atinge 1.000 raios solares e sua luminosidade é 1.000 vezes a luminosidade do Sol. Os gigantes têm densidades médias baixas devido às suas conchas esparsas e estendidas. Para alguns... ... Dicionário Astronômico
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