57.Absolútna veľkosť a svietivosť hviezd.
Absolútna veľkosť (M) je definovaná ako zdanlivá veľkosť objektu, ak by sa nachádzal 10 parsekov od pozorovateľa. Absolútna bolometrická magnitúda Slnka je +4,7.
Ak je známa zdanlivá veľkosť a vzdialenosť k objektu, absolútnu veľkosť možno vypočítať pomocou vzorca:
kde d0 = 10 pc ≈ 32,616 svetelných rokov
V súlade s tým, ak sú známe zdanlivé a absolútne veľkosti, vzdialenosť sa môže vypočítať pomocou vzorca 
Absolútna magnitúda súvisí so svietivosťou podľa nasledujúceho vzťahu: 
kde a je svietivosť a absolútna veľkosť Slnka. Zvyčajne = 1
58. Hertzsprung-Russellov diagram spektra-svietivosti
Na samom začiatku 20. stor. Dánsky astronóm Hertzsprung a o niečo neskôr americký astrofyzik Russell preukázali existenciu vzťahu medzi typom spektra a svietivosťou hviezd. Táto závislosť je znázornená grafom, na jednej osi ktorého je vynesená spektrálna trieda a na druhej - absolútna veľkosť. Takýto graf sa nazýva diagram spektra-svietivosti alebo Hertzsprung-Russellov diagram.
Poloha každej hviezdy v jednom alebo druhom bode na diagrame je určená jej fyzikálnou povahou a štádiom vývoja. Svetelnosť umožňuje identifikovať rôzne skupiny hviezd spojených spoločnými fyzikálnymi vlastnosťami a stanoviť vzťah medzi niektorými ich fyzikálnymi vlastnosťami a tiež pomáha pri riešení množstva ďalších problémov. Horná časť diagramu zodpovedá hviezdam s vysokou svietivosťou. Spodnú časť diagramu zaberajú hviezdy s nízkou svietivosťou. Ľavá strana diagramu obsahuje horúce hviezdy a pravá strana obsahuje chladnejšie hviezdy.
V hornej časti diagramu sú hviezdy s najväčšou svietivosťou, tie, ktoré sa vyznačujú vysokou svietivosťou. Hviezdy v dolnej polovici diagramu majú nízku svietivosť a nazývajú sa trpaslíci. Uhlopriečka, ktorá je najbohatšia na hviezdy a prechádza zľava doprava, sa nazýva hlavná postupnosť. Hviezdy sú umiestnené pozdĺž nej, od najhorúcejších (hore) po najchladnejšie (dole).
Hviezdy sú na Hertzsprung-Russellovom diagrame rozmiestnené veľmi nerovnomerne, čo zodpovedá existencii určitého vzťahu medzi svietivosťami a teplotami hviezd. Najjasnejšie je to vyjadrené pre hviezdy hlavnej postupnosti. Je však možné na ňom identifikovať množstvo ďalších sekvencií, ktoré majú výrazne väčší rozptyl ako hlavná. To naznačuje, že niektoré špecifické skupiny hviezd majú individuálnu závislosť.
Uvažované sekvencie sa nazývajú triedy svietivosti a sú označené rímskymi číslicami od I do VII, umiestnenými za názvom spektrálnej triedy. Ukazuje sa, že úplná klasifikácia hviezd závisí od dvoch parametrov: teploty a svietivosti. Slnko spadá do triedy svietivosti V a jeho spektrálne označenie je G2V. Táto v súčasnosti uznávaná klasifikácia hviezd sa nazýva ICC (Morgana, Kinana, Kelman).
Trieda svietivosti I - supergiants; Tieto hviezdy zaberajú hornú časť diagramu spektrálnej svietivosti a sú rozdelené do niekoľkých sekvencií.
Trieda svietivosti II - svetlé obry.
Trieda svietivosti III - obri.
Trieda svietivosti IV - podobri. Posledné tri triedy sú umiestnené na diagrame medzi oblasťou supergianta a hlavnou sekvenciou.
Trieda svietivosti V - hviezdy hlavnej postupnosti.
Trieda svietivosti VI - svetlé subtrpaslíky. Tvoria sekvenciu prechádzajúcu pod hlavnou asi o jednu magnitúdu, začínajúc od triedy A0 doprava.
Trieda svietivosti VII. Bieli trpaslíci. Majú veľmi nízku svietivosť a zaberajú spodnú časť diagramu.
Príslušnosť hviezdy k danej triede svietivosti je stanovená na základe špeciálnych dodatočných znakov spektrálnej klasifikácie
Svietivosť
Astronómovia dlho verili, že rozdiel v zdanlivej jasnosti hviezd súvisí iba so vzdialenosťou k nim: čím ďalej je hviezda, tým menej jasná by sa mala javiť. Keď však boli známe vzdialenosti k hviezdam, astronómovia zistili, že niekedy majú vzdialenejšie hviezdy väčšiu jasnosť. To znamená, že zdanlivá jasnosť hviezd závisí nielen od ich vzdialenosti, ale aj od skutočnej sily ich svetla, teda od ich svietivosti. Svietivosť hviezdy závisí od veľkosti povrchu hviezd a jej teploty. Svietivosť hviezdy vyjadruje jej skutočnú svietivosť v porovnaní so svietivosťou Slnka. Napríklad, keď hovoria, že svietivosť Síria je 17, znamená to, že skutočná intenzita jeho svetla je 17-krát väčšia ako intenzita Slnka.
Stanovením svietivosti hviezd astronómovia zistili, že mnohé hviezdy sú tisíckrát jasnejšie ako Slnko, napríklad svietivosť Deneb (alpha Cygnus) je 9400. Medzi hviezdami sú také, ktoré vyžarujú stotisíckrát viac svetlo ako Slnko. Príkladom je hviezda symbolizovaná písmenom S v súhvezdí Dorado. Svieti 1 000 000-krát jasnejšie ako Slnko. Iné hviezdy majú rovnakú alebo takmer rovnakú svietivosť ako naše Slnko, napríklad Altair (Alpha Aquila) -8. Existujú hviezdy, ktorých svietivosť je vyjadrená v tisícinách, to znamená, že ich svietivosť je stokrát menšia ako svietivosť Slnka.
Farba, teplota a zloženie hviezd
Hviezdy majú rôzne farby. Napríklad Vega a Deneb sú biele, Capella je žltkastá a Betelgeuse je červenkastá. Čím nižšia je teplota hviezdy, tým je červenšia. Teplota bielych hviezd dosahuje 30 000 a dokonca 100 000 stupňov; teplota žltých hviezd je asi 6000 stupňov a teplota červených hviezd je 3000 stupňov a menej.
Hviezdy pozostávajú z horúcich plynných látok: vodík, hélium, železo, sodík, uhlík, kyslík a iné.
Zhluk hviezd
Hviezdy v obrovskom priestore Galaxie sú rozmiestnené celkom rovnomerne. Niektoré z nich sa však stále hromadia na určitých miestach. Samozrejme, aj tam sú vzdialenosti medzi hviezdami stále veľmi veľké. Ale kvôli obrovským vzdialenostiam takéto blízko umiestnené hviezdy vyzerajú ako hviezdokopa. Preto sa tak volajú. Najznámejšou z hviezdokôp sú Plejády v súhvezdí Býka. Voľným okom možno v Plejádach rozlíšiť 6-7 hviezd, ktoré sa nachádzajú veľmi blízko seba. Cez ďalekohľad je ich na malej ploche viditeľných viac ako sto. Ide o jednu z hviezdokôp, v ktorých hviezdy tvoria viac-menej izolovaný systém, spojený spoločným pohybom vo vesmíre. Priemer tejto hviezdokopy je asi 50 svetelných rokov. Ale aj pri zdanlivej blízkosti hviezd v tejto hviezdokope sú v skutočnosti dosť ďaleko od seba. V rovnakom súhvezdí, obklopujúcom jeho hlavnú - najjasnejšiu - červenkastú hviezdu Al-debaran, sa nachádza ďalšia, rozptýlenejšia hviezdokopa - Hyády.
Niektoré hviezdokopy sa v slabých ďalekohľadoch javia ako zahmlené, rozmazané škvrny. Vo výkonnejších ďalekohľadoch sa tieto škvrny, najmä smerom k okrajom, rozpadajú na jednotlivé hviezdy. Veľké teleskopy umožňujú zistiť, že ide o obzvlášť blízke hviezdokopy, ktoré majú guľový tvar. Preto sa takéto zhluky nazývajú guľové. V súčasnosti je známych viac ako sto guľových hviezdokôp. Všetky sú od nás veľmi vzdialené. Každá z nich pozostáva zo stoviek tisíc hviezd.
Otázka, čo je svet hviezd, je zrejme jednou z prvých otázok, ktorým ľudstvo čelí od úsvitu civilizácie. Každý, kto uvažuje o hviezdnej oblohe, nedobrovoľne spája najjasnejšie hviezdy medzi sebou do najjednoduchších tvarov - štvorcov, trojuholníkov, krížov a stáva sa nedobrovoľným tvorcom svojej vlastnej mapy hviezdnej oblohy. Naši predkovia išli rovnakou cestou a rozdelili hviezdnu oblohu na jasne rozlíšiteľné kombinácie hviezd, ktoré sa nazývajú súhvezdia. V starovekých kultúrach nachádzame zmienky o prvých súhvezdiach, stotožňovaných so symbolmi bohov či mýtov, ktoré sa k nám dostali v podobe poetických názvov - súhvezdie Orion, súhvezdie Canes Venatici, súhvezdie Andromedy, atď. Tieto mená akoby symbolizovali predstavy našich predkov o večnosti a nemennosti vesmíru, stálosti a nemennosti harmónie kozmu.
Jasnosť E hviezdy, určená jej zdanlivou veľkosťou, je nepriamo úmerná druhej mocnine vzdialenosti k nej. Na zistenie skutočného žiarenia hviezdy je potrebné eliminovať vplyv jej vzdialenosti. Dohodnime sa, že absolútnu jasnosť budeme nazývať tou, ktorú by hviezda mala, keby bola vo vzdialenosti 10 parsekov od pozorovateľa (1 parsek svetelných rokov km). Potom platí vzorec
v ktorej je vzdialenosť vyjadrená v parsekoch.
Zdanlivá veľkosť závisí aj od vzdialenosti. Veľkosť, ktorú by hviezda mala, keby bola vo vzdialenosti 10 parsekov od pozorovateľa, sa nazýva absolútna veľkosť a označuje sa písmenom M. Použitím vzorcov (1) a (5) dostaneme
odkiaľ pomocou logaritmu a transformácie nájdeme
Pomocou tohto vzorca, pri znalosti zdanlivej veľkosti a vzdialenosti, sa vypočíta absolútna veľkosť M.
Svietivosť hviezdy je pomer intenzity jej svetla k intenzite Slnka, ktoré sa teda berie ako jednota. Ak označíme absolútnu veľkosť Slnka, potom sa svietivosť hviezdy L vypočíta pomocou vzorca
Pretože v lúčoch V je absolútna veľkosť Slnka rovnaká, posledný vzorec dostane číselné vyjadrenie
Keď poznáme svietivosť hviezdy, môžeme vypočítať jej polomer za predpokladu, že má guľový tvar a že kotúč hviezdy má rovnakú jasnosť v strede aj na okraji. Plocha disku je rovnaká. Označením jasu disku I, t.j. ak vezmeme do úvahy, že každý meter štvorcový vyžaruje I joulov žiarivej energie za sekundu, získame energiu vyžarovanú diskom hviezdy. Podobne aj energia vyžarovaná slnečným diskom je vydelením prvého výrazu druhým, získame svietivosť hviezdy
Z teórie tepelného žiarenia je známe, že
a preto
Teplota T zahrnutá v tomto vzorci sa mierne líši od teploty určenej farebným indexom, ale to možno zanedbať a potom bude polomer hviezdy
Základné fyzikálne vlastnosti hviezd: svietivosť, absolútne a zdanlivé veľkosti, hmotnosť, teplota, veľkosť, spektrum.
Svietivosť– energia vyžarovaná hviezdou alebo iným nebeským telesom za jednotku času. Zvyčajne sa udáva v jednotkách slnečnej svietivosti vyjadrenej vzorcom log (L/Lc) = 0,4 (Mc – M), kde L a M sú svietivosť a absolútna veľkosť zdroja, Lc a Mc sú zodpovedajúce hodnoty pre Slnko (Mc = +4,83). Tiež určené vzorcom L=4рR 2 уT 4. Sú známe hviezdy, ktorých svietivosť je mnohonásobne väčšia ako svietivosť Slnka. Svietivosť Aldebaranu je 160 a Rigel je 80 000-krát väčší ako Slnko. Ale veľká väčšina hviezd má svietivosť porovnateľnú alebo menšiu ako Slnko.
Rozsah - miera jasu hviezdy. Z.v. nedáva skutočnú predstavu o sile žiarenia hviezdy. Slabá hviezda blízko Zeme sa môže zdať jasnejšia ako vzdialená jasná hviezda, pretože z neho prijatý tok žiarenia klesá nepriamo úmerne k druhej mocnine vzdialenosti. Viditeľné W.V. - lesk hviezdy, ktorý pozorovateľ vidí pri pohľade na oblohu. Absolútny Z.v. - miera skutočnej jasnosti, predstavuje úroveň jasu hviezdy, ktorú by mala, keby bola vo vzdialenosti 10 ks. Hipparchos vynašiel systém viditeľných hviezd. v 2. storočí BC. Hviezdam boli priradené čísla na základe ich zdanlivej jasnosti; najjasnejšie hviezdy boli 1. magnitúdy a najslabšie boli 6. magnitúdy. Všetci R. 19. storočie tento systém bol upravený. Moderná mierka Z.v. vznikla určením Z.v. reprezentatívna vzorka hviezd v blízkosti severu. póly sveta (severný polárny rad). Na ich základe boli určené Z.v. všetky ostatné hviezdy. Toto je logaritmická stupnica, kde hviezdy 1. magnitúdy sú 100-krát jasnejšie ako hviezdy 6. magnitúdy. Keď sa presnosť merania zvýšila, museli sa zaviesť desatiny. Najjasnejšie hviezdy sú jasnejšie ako 1. magnitúda a niektoré majú dokonca zápornú magnitúdu.
Hviezdna hmotnosť - parameter priamo určený len pre zložky dvojhviezd so známymi dráhami a vzdialenosťami (M 1 + M 2 = R 3 / T 2). To. Boli stanovené hmotnosti iba niekoľkých desiatok hviezd, ale pre oveľa väčší počet možno hmotnosť určiť zo vzťahu medzi hmotnosťou a svietivosťou. Hmotnosti väčšie ako 40 Slnka a menšie ako 0,1 Slnka sú veľmi zriedkavé. Väčšina hviezd má hmotnosť nižšiu ako Slnko. Teplota v strede takýchto hviezd nemôže dosiahnuť úroveň, pri ktorej začínajú reakcie jadrovej fúzie, a jediným zdrojom ich energie je Kelvin-Helmholtzova kompresia. Takéto predmety sú tzv hnedí trpaslíci.
Vzťah hmotnosti a svietivosti, nájdený v roku 1924 Eddingtonom, vzťah medzi svietivosťou L a hmotnosťou hviezdy M. Vzťah má tvar L/Lc = (M/Mc) a, kde Lc a Mc sú svietivosť a hmotnosť Slnka, resp. A zvyčajne leží v rozmedzí 3-5. Súvislosť vyplýva zo skutočnosti, že pozorované vlastnosti normálnych hviezd určuje najmä ich hmotnosť. Tento vzťah pre trpasličie hviezdy dobre súhlasí s pozorovaniami. Verí sa, že to platí aj pre supergiantov a obrov, hoci ich hmotnosť je ťažké priamo merať. Vzťah neplatí pre bielych trpaslíkov, pretože zvyšuje ich svietivosť.
Teplota je hviezdna– teplota určitej oblasti hviezdy. Je to jedna z najdôležitejších fyzikálnych vlastností akéhokoľvek objektu. Pretože sa však teplota rôznych oblastí hviezdy líši a tiež preto, že teplota je termodynamická veličina, ktorá závisí od toku elektromagnetického žiarenia a prítomnosti rôznych atómov, iónov a jadier v niektorej oblasti hviezdnej atmosféry, všetky tieto rozdiely sú spojené s efektívnou teplotou úzko súvisiacou so žiarením hviezdy vo fotosfére. Efektívna teplota, parameter charakterizujúci celkové množstvo energie emitovanej hviezdou na jednotku plochy jej povrchu. Toto je jednoznačná metóda na opis hviezdnej teploty. Toto. je určená teplotou absolútne čierneho telesa, ktoré by podľa Stefan-Boltzmannovho zákona vyžarovalo rovnaký výkon na jednotku plochy ako hviezda. Spektrum hviezdy sa síce v detailoch výrazne líši od spektra absolútne čierneho telesa, napriek tomu efektívna teplota charakterizuje energiu plynu vo vonkajších vrstvách hviezdnej fotosféry a umožňuje pomocou Wienovho zákona o posunutí (l max = 0,29 /T), určiť na akej vlnovej dĺžke je maximum hviezdneho žiarenia, a teda aj farbu hviezdy.
Autor: veľkosti hviezdy sa delia na trpaslíkov, podtrpaslíkov, normálne hviezdy, obrov, podobrov a nadobríkov.
Rozsah hviezd závisí od ich teploty, tlaku, hustoty plynov vo fotosfére, intenzity magnetického poľa a chemických látok. zloženie.
Spektrálne triedy, klasifikácia hviezd podľa ich spektier (predovšetkým podľa intenzít spektrálnych čiar), prvýkrát zavedená talian. astronóm Secchi. Zavedené písmenové označenia, ktoré sa upravovali s rozširovaním poznatkov o interných procesoch. štruktúra hviezd. Farba hviezdy závisí od teploty jej povrchu, takže v modernej dobe. Draperova spektrálna klasifikácia (Harvard) S.k. usporiadané v zostupnom poradí teploty:
Hertzsprung-Russellov diagram, graf, ktorý umožňuje určiť dve základné charakteristiky hviezd, vyjadruje vzťah medzi absolútnou magnitúdou a teplotou. Pomenovaný po dánskom astronómovi Hertzsprungovi a americkom astronómovi Russellovi, ktorí zverejnili prvý diagram v roku 1914. Najhorúcejšie hviezdy ležia na diagrame vľavo a hviezdy s najvyššou svietivosťou sú na vrchu. Z ľavého horného rohu ide do pravého dolného rohu hlavná sekvencia, odrážajúce vývoj hviezd a končiac trpasličými hviezdami. Väčšina hviezd patrí do tejto postupnosti. Do tejto postupnosti patrí aj slnko. Nad touto sekvenciou sú podobri, supergianti a obri umiestnení v uvedenom poradí, nižšie - subtrpaslíci a bieli trpaslíci. Tieto skupiny hviezd sa nazývajú triedy svietivosti.
Rovnovážne podmienky: ako je známe, hviezdy sú jedinými prírodnými objektmi, v ktorých dochádza k nekontrolovaným termonukleárnym fúznym reakciám, ktoré sú sprevádzané uvoľňovaním veľkého množstva energie a určujú teplotu hviezd. Väčšina hviezd je v stacionárnom stave, to znamená, že neexplodujú. Niektoré hviezdy explodujú (takzvané novy a supernovy). Prečo sú hviezdy vo všeobecnosti v rovnováhe? Sila jadrových výbuchov v stacionárnych hviezdach je vyvážená silou gravitácie, a preto tieto hviezdy udržiavajú rovnováhu.
- Výpočet lineárnych rozmerov svietidla zo známych uhlových rozmerov a vzdialenosti.
Svietivosť hviezd Svietivosť hviezdy, svietivosť hviezdy, teda veľkosť svetelného toku vyžarovaného hviezdou, obsiahnutá v jednotkovom priestorovom uhle. Pojem "svietivosť hviezd" nezodpovedá pojmu "svietivosť" všeobecnej fotometrie. Slnečné žiarenie hviezdy sa môže vzťahovať buď na akúkoľvek oblasť spektra hviezdy (vizuálne slnečné žiarenie hviezdy, fotografické slnečné žiarenie hviezdy atď.), alebo na jej celkové žiarenie (bolometrické slnečné žiarenie hviezdy). Svietivosť hviezdy sa zvyčajne vyjadruje v jednotkách slnečnej svietivosti, ktorá sa rovná 3 · 1027 medzinárodných sviečok alebo 3,8 · 1033 erg/s. Svietivosti jednotlivých hviezd sa od seba veľmi líšia: existujú hviezdy, ktorých bolometrická svietivosť dosahuje pol milióna v jednotkách slnečnej svietivosti (nadobrie hviezdy spektrálnej triedy O), ako aj hviezdy s bolometrickou svietivosťou stotisíckrát menšou ako je svietivosť. Slnko. Predpokladá sa, že existujú hviezdy s ešte nižšou svietivosťou. Spolu s hmotnosťami, polomermi a povrchovými teplotami hviezd sú jasy najdôležitejšou charakteristikou hviezd. Spojenie medzi týmito charakteristikami hviezd sa uvažuje v teoretickej astrofyzike. Poloha hviezdy L súvisí s absolútnym rozsah M závislosť:
M = -2,5 log L + 4,77.
Pozri tiež čl. hviezdy alebo T. s ňou.
Veľká sovietska encyklopédia. - M.: Sovietska encyklopédia. 1969-1978 .
Pozrite sa, čo je „Svietosť hviezd“ v iných slovníkoch:
Vo všeobecnej fyzike je svietivosť hustota toku svetelnej energie v danom smere. V experimentálnej časticovej fyzike je svietivosť parametrom urýchľovača alebo urýchľovača, ktorý charakterizuje intenzitu zrážky zrážajúcich sa lúčov... Wikipedia
Množstvo merané pomerom celkovej energie emitovanej hviezdou k času emisie. Jednotkou S. hviezdy v SI je watt. S. Sun, rovná sa 3,86 1026 W, sa používa ako jednotka svietivosti iných hviezd ... Astronomický slovník
Svetelnosť je termín používaný na pomenovanie určitých fyzikálnych veličín. Obsah 1 Fotometrická svietivosť 2 Svetelnosť nebeského telesa ... Wikipedia
Sila žiarenia hviezd. Zvyčajne sa vyjadruje v jednotkách rovných slnečnej svietivosti L? = 3,86? 1026 W... Veľký encyklopedický slovník
Horúce žiariace nebeské telesá ako Slnko. Hviezdy sa líšia veľkosťou, teplotou a jasom. V mnohých ohľadoch je Slnko typickou hviezdou, aj keď sa zdá byť oveľa jasnejšie a väčšie ako všetky ostatné hviezdy, keďže sa nachádza oveľa bližšie k... ... Collierova encyklopédia
I Svietivosť v bode na povrchu, pomer svetelného toku (pozri Svetelný tok) vychádzajúceho z malého povrchového prvku, ktorý obsahuje daný bod, k ploche tohto prvku. Jedna z veličín svetla (Pozri Množstvo svetla).... ... Veľká sovietska encyklopédia
LUMINOSITY, absolútny jas HVIEZDY, množstvo energie vyžarovanej jej povrchom za sekundu. Vyjadrené vo wattoch (jouloch za sekundu) alebo jednotkách slnečného jasu. Bolometrická svietivosť meria celkový výkon svetla hviezdy na... ... Vedecko-technický encyklopedický slovník
SVIETOSŤ hviezdy, sila žiarenia. Zvyčajne sa vyjadruje v jednotkách rovných svietivosti Slnka L¤ = 3,86×1026 W... encyklopedický slovník
Hviezdy veľkých rozmerov a vysokej svietivosti. Polomer obra dosahuje 1000 slnečných polomerov a jeho svietivosť je 1000-krát väčšia ako svietivosť Slnka. Obri majú nízku priemernú hustotu kvôli ich rozšíreným, riedkym schránkam. Pre niektoré... ... Astronomický slovník
Hviezdy, sila žiarenia. Zvyčajne sa vyjadruje v jednotkách slnečnej svietivosti 1,0 = 3,86*1026 W... Prírodná veda. encyklopedický slovník
