Светимость звезды обратно пропорциональна ее массе


Звезды выбрасывают в открытый космос громадное количество энергии, почти полностью представленной разными видами лучей. Суммарная энергия излучения светила, испускаемая за отрезок времени — это и есть светимость звезды. Показатель светимости очень важен для изучения светил, поскольку зависит от всех характеристик звезды.

Простые тонкости светимости

Первое, что стоит отметить, говоря о светимости звезды — ее легко спутать с другими параметрами светила. Но в деле все очень просто — надо только знать, за что отвечает каждая характеристика.

Светимость звезды (L) отражает в первую очередь количество энергии, излучаемой звездой — и потому измеряется в ваттах, как и любая другая количественная характеристика энергии.
о объективная величина: она не меняется при перемещении наблюдателя. У Солнца этот параметр составляет 3,82 × 1026 Вт. Показатель яркости нашего светила часто используется для измерения светимости других звезд, что куда удобнее для сопоставления — тогда он отмечается как L☉, (☉— это графический символ Солнца.)

Светимость часто путают с видимой звездной величиной (m), которая описывает количество энергии, видимое наблюдателем — проще говоря, насколько ярко видно от или иной объект в определенной точке Вселенной. (Еще этот параметр называют блеском). Звездная величина безразмерная — измеряется условными единицами, и чем меньше показатель, тем ярче объект. Также величина субъективная — расстояние от светящегося объекта значит больше, чем его истинная светимость.

  • К примеру, звездная величина Солнца на Земле — −26,7, а звезды Арктур, самого яркого светила созвездия Волопас — −0,05. При этом Арктур в 210 раз ярче и в 25 раз больше нашего светила! Поэтому звездная величина применяется астрономами преимущественно во время земных наблюдений — так проще классифицировать звезды и искать их на звездном небе. Также она заложена в компьютеры беспилотных космических аппаратов, которые ориентируются в пространстве по звездным картам.

  • Более объективной, но не синонимичной светимости является абсолютная звездная величина (M). Это звездная величина светила, видимая на расстоянии 10 парсек. Чаще всего используется болометрическая абсолютная величина — то есть учитывающая все спектры излучения звезды: рентгеновский, ультрафиолетовый и т. д. У Солнца этот параметр составляет +4,7, когда у Арктура — −0,38. Абсолютная величина используется астрономами для вычисления светимости звезды.
Звезда Арктур из земли. Автор снимка F. Espenak.

Очевидно, что наиболее информативной и универсальной характеристикой среди вышеперечисленных является светимость. Так как этот параметр отображает интенсивность излучения звезды наиболее подробно, с его помощью можно узнать многие характеристики звезды — от размера и массы до интенсивности ядерных реакций.

Светимость от А до Я

Источник излучения в звезде искать долго не приходится. Вся энергия, которая может покинуть светило, создается в процессе термоядерных реакций синтеза в звездном ядре. Атомы водорода, сливаясь под давлением гравитации в гелий, высвобождают громадное количество энергии. А в звездах помассивнее «горит» не только водород, но и гелий — порой даже более массивные элементы, вплоть до железа. Энергии тогда получается в разы больше.


Количество энергии, выделяемой во время ядерной реакции, напрямую зависит от массы звезды — чем она больше, тем сильнее гравитация сжимает ядро светила, и тем больше водорода одновременно превращается в гелий. Но не одна ядерная энергия определяет светимость звезды — ведь ее надо еще излучать наружу.

И тут вступает в игру площадь излучения. Ее влияние в процессе передачи энергии очень велико, что легко проверяется даже в быту. Лампа накаливания, нить которой нагревается до 2800 °C, за 8 часов работы существенно не изменит температуру в помещении — а обычная батарея температурой в 50–80 °C сумеет прогреть комнату до ощутимой духоты. Разницу в эффективности обуславливают отличия в количестве поверхности, излучающей энергию.

Соотношение площади ядра звезды и ее поверхности часто бывает соизмеримо с пропорциями нити лампочки и батареи — поперечник ядра красного сверхгиганта может составлять всего одну десятитысячную общего диаметра звезды. Таким образом, на светимость звезды серьезно влияет площадь ее излучающей поверхности — то есть поверхности самой звезды. Температура тут оказывается не столь существенной. Накал поверхности звезды Альдебаран на 40% меньше температуры фотосферы Солнца — но из-за больших размеров, ее светимость превышает солнечную в 150 раз.


Получается, в вычислениях светимости звезды роль размеров важнее температуры и энергии ядра? На самом деле нет. Голубые гиганты с высокой светимостью и температурой обладают схожей светимостью с красными сверхгигантами, которые намного больше размерами. Кроме того, самая массивная и одна из наиболее горячих звезд, R136a1, обладает самой высокой яркостью среди всех известных звезд. До открытия нового рекордсмена, это ставит точку в дискуссии о наиболее важном для светимости параметре.

Использование светимости в астрономии

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела

Таким образом, светимость достаточно точно отражает как и энергию звезды, так и площадь ее поверхности — поэтому она задействована во многих классификационных диаграммах, используемых астрономами для сравнения звезд. Среди них стоить выделить диаграмму Герцшпрунга-Рассела, отображающую интересные закономерности в распределениизвезд во Вселенной — например, по ней легко определить возраст звезды. Также на светимости базируется йеркская спектральная классификация звезд — именно в ней фигурируют такие термины «белые карлики» или «сверхгиганты».


Абзацем выше упоминалось о том, как температура звезды влияет на светимость. Эту зависимость астрономы используют для выяснения параметров звезды — особенно тогда, когда цвет, самый точный индикатор нагрева объекта, искажается гравитацией. Также яркость звезды косвенно связана с ее составом. Чем меньше в веществе светила элементов, тяжелее гелия и водорода, тем больше она может набрать массы — критической характеристики в определении яркости звезды.

Полная версия: https://spacegid.com/svetimost-zvezdyi.html

Источник: zen.yandex.ru

Простые тонкости светимости

Первое, что стоит отметить, говоря о светимости звезды — ее легко спутать с другими параметрами светила.
1053;о в деле все очень просто — надо только знать, за что отвечает каждая характеристика.

Светимость звезды (L) отражает в первую очередь количество энергии, излучаемой звездой — и потому измеряется в ваттах, как и любая другая количественная характеристика энергии.
1069;то объективная величина: она не меняется при перемещении наблюдателя. У Солнца этот параметр составляет 3,82 × 1026 Вт. Показатель яркости нашего светила часто используется для измерения светим.
9737;— это графический символ Солнца.)

  • Светимость часто путают с видимой звездной величиной (m), которая описывает количество энергии, видимое наблюдателем — проще говоря, насколько ярко видно от или иной объект в определенной точке Вселенной.
    #1045;ще этот параметр называют блеском). Звездная величина безразмерная — измеряется условными единицами, и чем меньше показатель, тем ярче объект. Также величина субъективная — расстояние от светящегося объекта значит больше, чем его истинная светимость.

  • К примеру, звездная величина Солнца на Земле — −26,7, а звезды Арктур, самого яркого светила созвездия Волопас — −0,05. При этом Арктур в 210 раз ярче и в 25 раз больше нашего светила! Поэтому звездная величина применяется астрономами преимущественно во время земных наблюдений — так проще классифицировать звезды и искать их на звездном небе. Также она заложена в компьютеры беспилотных космических аппаратов, которые ориентируются в пространстве по звездным картам.
  • Более объективной, но не синонимичной светимости является абсолютная звездная величина (M). Это звездная величина светила, видимая на расстоянии 10 парсек. Чаще всего используется болометрическая абсолютная величина — то есть учитывающая все спектры излучения звезды: рентгеновский, ультрафиолетовый и т. д. У Солнца этот параметр составляет +4,7, когда у Арктура — −0,38. Абсолютная величина используется астрономами для вычисления светимости звезды.

 

Очевидно, что наиболее информативной и универсальной характеристикой среди вышеперечисленных является светимость. Так как этот параметр отображает интенсивность излучения звезды наиболее подробно, с его помощью можно узнать многие характеристики звезды — от размера и массы до интенсивности ядерных реакций.

Светимость от А до Я

Источник излучения в звезде искать долго не приходится. Вся энергия, которая может покинуть светило, создается в процессе термоядерных реакций синтеза в звездном ядре. Атомы водорода, сливаясь под давлением гравитации в гелий, высвобождают громадное количество энергии. А в звездах помассивнее «горит» не только водород, но и гелий — порой даже более массивные элементы, вплоть до железа. Энергии тогда получается в разы больше.

Количество энергии, выделяемой во время ядерной реакции, напрямую зависит от массы звезды — чем она больше, тем сильнее гравитация сжимает ядро светила, и тем больше водорода одновременно превращается в гелий. Но не одна ядерная энергия определяет светимость звезды — ведь ее надо еще излучать наружу.

И тут вступает в игру площадь излучения. Ее влияние в процессе передачи энергии очень велико, что легко проверяется даже в быту. Лампа накаливания, нить которой нагревается до 2800 °C, за 8 часов работы существенно не изменит температуру в помещении — а обычная батарея температурой в 50–80 °C сумеет прогреть комнату до ощутимой духоты. Разницу в эффективности обуславливают отличия в количестве поверхности, излучающей энергию.

Соотношение площади ядра звезды и ее поверхности часто бывает соизмеримо с пропорциями нити лампочки и батареи — поперечник ядра красного сверхгиганта может составлять всего одну десятитысячную общего диаметра звезды. Таким образом, на светимость звезды серьезно влияет площадь ее излучающей поверхности — то есть поверхности самой звезды. Температура тут оказывается не столь существенной. Накал поверхности звезды Альдебаран на 40% меньше температуры фотосферы Солнца — но из-за больших размеров, ее светимость превышает солнечную в 150 раз.

Получается, в вычислениях светимости звезды роль размеров важнее температуры и энергии ядра? На самом деле нет. Голубые гиганты с высокой светимостью и температурой обладают схожей светимостью с красными сверхгигантами, которые намного больше размерами. Кроме того, самая массивная и одна из наиболее горячих звезд, R136a1, обладает самой высокой яркостью среди всех известных звезд. До открытия нового рекордсмена, это ставит точку в дискуссии о наиболее важном для светимости параметре.

Источник: SpaceGid.com

МАССА-СВЕТИМОСТЬ ЗАВИСИМОСТЬ

отражает фундам. свойство стационарных звёзд, находящихся в тепловом и гидростатич. равновесии: чем больше масса звезды 3010-56.jpgтем выше её светимость L. Зависимость установлена А. С. Эддингтоном (A. S. Eddington, 1921). На рис. представлена M.-с. з. для звёзд гл. последовательности (см. Герцшпрунга Ресселла диаграмма), входящих в состав двойных звёзд с известными параметрами орбит компонентов и имеющих известные болометрич. светимости.

При тепловом равновесии кол-во энергии, выделяющееся в единицу времени в недрах звезды, равно кол-ву энергии, излучаемому с её поверхности. Казалось бы, светимость звезды должна определяться только свойствами термоядерных реакций, к-рые являются источником энергии звёзд гл. последовательности. Однако светимость слабо зависит от скорости выделения энергии и определяется гл. обр. процессами переноса выделенной энергии из недр звезды к её поверхности. В большинстве звёзд перенос энергии осуществляется лучистой теплопроводностью, при к-рой поток переносимой энергии пропорционален градиенту темп-ры и зависит также от непрозрачности звёздного вещества. В каждой точке гидростатически равновесной звезды градиент давления уравновешивается силой тяготения, определяемой массой звезды. Средний по звезде градиент давления, как и градиент темп-ры, тем больше, чем больше масса звезды. Следовательно, и светимость звезды тем выше, чем больше её масса.

Зависимость масса — светимость для звёзд, лежащих на главной последовательности или вблизи неё. По оси абсцисс отложена масса в относительных логарифмических единицах, по оси ординат — болометрическая светимость, выраженная в абсолютных звёздных величинах 3010-57.jpg Пунктирные линии изображают аппроксимирующие зависимости 3010-58.jpgдля трёх интервалов масс звёзд.

3010-59.jpg

Непрозрачность вещества сильно зависит от характера взаимодействия излучения с веществом и от его хим. состава. Обычно M.-с. з. представляют в виде степенной ф-ции 3010-60.jpg Если непрозрачность вещества по всей звезде определяется только процессами рассеяния на свободных электронах и доминирует давление излучения, то a = 1. Если давление газа сопоставимо с давлением излучения, то a = 3. В др. случае, когда по всей звезде при взаимодействии излучения с веществом преобладают тормозные процессы (связанные с изменением состояния свободных электронов), показатель степени лежит в пределах от 5,2 до 5,7 в зависимости от свойств термоядерных реакций. В реальных звёздах происходят одновременно процессы рассеяния, тормозные процессы, а также фотопроцессы, что приводит к отклонению значений a от указанных выше. Кроме того, показатель степени a является ф-цией массы звезды 3010-61.jpgпоскольку относит, роль процессов рассеяния, тормозных процессов ц фотопроцессов, а также скорость выделения энергии зависят от массы звезды. Роль процессов рассеяния растёт с увеличением массы звезды.

Экспериментально можно выделить три области с приблизительно пост, значениями показателя степени (рис.):3010-62.jpg при

3010-63.jpg

3010-64.jpg — масса Солнца). Во всём диапазоне масс звёзд показатель степени a больше единицы.

Запас ядерной энергии в звезде пропорционален массе. Отсюда следует важнейшая закономерность, к-рой подчиняются все звёзды: чем больше масса звезды, тем быстрее истощаются в ней запасы ядерной энергии и тем меньше время жизни звезды.

Лит.: Чандрасекар G., Введение в учение о строении звезд, пер. с англ., M., 1950; Дибай Э. А., Каплан С. А., Размерности и подобие астрофизических величин, M., 1976; Ягер К. де, Звезды наибольшей светимости, пер. с англ., M., 1984. В. П. Утробин.

Источник: slovar.wikireading.ru

16. Звезды

    Звезды видны на ночном небе как точечные светящиеся объекты. Основными характеристиками звезд являются масса, химический состав вещества звезды и её возраст. Массы звезд находятся в интервале от 0.08 до 100 масс Солнца.
    Звезда − это горячий газовый шар, разогреваемый за счет ядерной энергии и удерживаемый силами гравитации. Основную информацию о звездах дает испускаемый ими свет и электромагнитное излучение в других областях спектра. Светимость звезды − полная энергия, испускаемая звездой в единицу времени. Светимость звезды может быть вычислена по энергии, достигающей Земли, если известно расстояние до звезды. Звезды должны изменяться со временем, так как они излучают энергию в окружающее пространство. Во Вселенной постоянно рождаются новые и умирают старые звезды. Информация о звездной эволюции может быть получена из диаграммы Герцшпрунга-Рассела, представляющей собой зависимость светимости звезды от температуры её поверхности (рис. 22). Звезды излучает энергию, вырабатываемую в её глубинных слоях. По мере движения к периферии звезды длина волны излучения увеличивается. Время достижения фотоном из центра звезды её поверхности может исчисляться десятками и сотнями тысяч лет.

Светимость звезды обратно пропорциональна ее массе 
Pис. 22. Диаграмма Герцшпрунга-Рассела. Линия показывает начальные положения звезд с различными массами на главной последовательности.

    На диаграмме Герцшпрунга-Рассела звезды распределены неравномерно. Около 90% звезд сконцентрировано в узкой полосе, пересекающей диаграмму по диагонали. Эту полосу называют главной последовательностью. Её верхний конец расположен в области ярких голубых звезд. Различие в заселенности звезд, находящихся на главной последовательности и областей, примыкающих к главной последовательности, составляет несколько порядков величины. Причина в том, что на главной последовательности находятся звезды на стадии горения водорода, которая составляет основную часть времени жизни звезды. Солнце находится на главной последовательности. Его положение указано на рис. 22.
    Следующие по населенности области после главной последовательности − белые карлики, красные гиганты и красные сверхгиганты. Красные гиганты и сверхгиганты − это в основном звезды на стадии горения гелия и более тяжелых ядер.
    В левой нижней части диаграммы (рис. 22) − вторая по численности группа звезд − белые карлики. В правом верхнем углу диаграммы группируются звезды с высокой светимостью, но низкой температурой поверхности − красные гиганты и сверхгиганты. Этот тип звезд встречается реже. Названия “гиганты” и “карлики” связаны с размерами звезд. Белые карлики не подчиняются зависимости масса-светимость, характерной для звезд главной последовательности. При одной и той же массе они имеют значительно меньшую светимость, чем звезды главной последовательности.
    Звезда находится на главной последовательности на определенном этапе эволюции и становится гигантом или белым карликом на другом. Большинство звезд находится на главной последовательности потому, что это наиболее длительная по времени фаза эволюции звезды.
    В таблице 12 приведены основные характеристики Солнца. Пределы изменения таких характеристик звезд как масса (M), светимость (L), радиус (R) и температура поверхности (T) даны в таблице 13.

Таблица 12

Основные характеристики Солнца

    Солнечный ветер − непрерывный поток плазмы солнечной короны в межпланетное пространство. Солнечный ветер в основном составляют протоны и электроны и немного ядер 4He. За год в результате солнечного ветра Солнце теряет 2·10-14 своей массы.

Светимость звезды обратно пропорциональна ее массе
Рис. 23. Солнечный ветер.

 Таблица 13

Пределы изменения характеристик различных звезд

Рис.10
Рис. 24. Соотношение масса-светимость

    Для звезд главной последовательности зависимость масса-светимость показана на рис. 24 и имеет вид L ~ Mn, где n = 1.6 для звезд малой массы (M ≤ M) и n = 5.4 для звезд большой массы (M ≥ M). Это означает, что перемещение вдоль главной последовательности от звезд меньшей массы к звездам большей массы приводит к увеличению их светимости.
    Измеряя длину волны в максимуме излучения черного тела, можно определить его температуру. Черное тело с температурой 3 К имеет максимум спектрального распределения на частоте 3·1011 Гц. Черное тело с температурой 6000 К излучает зеленый свет. Температуре 10К соответствует излучение в рентгеновском диапазоне. В таблице 14 приведены интервалы длин волн, соответствующие различным цветам, наблюдаемым в оптическом диапазоне.

Таблица 14

Цвет и длина волны

    Температура поверхности звезды рассчитывается по спектральному распределению излучения.
    Классификация спектрального класса звезд приведена в таблице 15. Каждая буква характеризует звезды определенного класса. Звезды класса O самые горячие, класса N — самые холодные. В звезде класса O видны в основном спектральные линии ионизованного гелия. Солнце принадлежит к классу G, для которого характерны линии ионизованного кальция.

Таблица 15

Спектральные классы звезд

    Ближайшая к нас звезда − Солнце. Расстояние от Земли до Солнца ≈ 150 млн. км. Излучение Солнца − источник жизни на Земле. Вокруг Солнца обращаются другие планеты и их спутники, астероиды, метеориты, космическая пыль.
    Масса Солнца составляет 99.87% всей массы Солнечной системы. Остальные 0.13% массы вещества приходятся на 8 больших планет Солнечной системы (Меркурий, Венера, Земля, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун), несколько десятков спутников планет, астероиды (~105 объектов), кометы (~1011 объектов) и гигантское количество более мелких объектов. Согласно оценкам на расстоянии между 30–50 астрономических единиц находится не менее 70 тыс. объектов, имеющих размеры от 100 до 400 км. Все эти объекты объединены в единую систему гравитационным притяжением Солнца. Основная масса вещества Солнечной системы сосредоточена в Солнце, однако 98% момента количества движения приходится на долю планет. Интересная особенность Солнечной системы состоит в том, что все планеты обращаются в одном направлении, совпадающем с направлением вращения Солнца. В том же направлении вращаются вокруг своих осей все планеты, за исключением Венеры и Урана, оси вращения которых противоположны солнечной.

 Солнечная система

Светимость звезды обратно пропорциональна ее массе

    Одним из существенных моментов в понимании эволюции Вселенной является представление о распределении образующихся звезд по массам. Изучая наблюдаемое распределение звезд по массам и учитывая время жизни звезд различной массы, можно получить распределение звезд по массам в момент рождения. Установлено, что вероятность рождения звезды данной массы F(M), приближенно, обратно пропорциональна квадрату массы (функция Солпитера):

F(M) ~ M-7/3.

    Однако это лишь общая закономерность. В некоторых областях наблюдается дефицит массивных звезд. В областях, где много молодых звезд, звезд малой массы меньше. Считается, что первые звезды были в основном яркими, массивными и короткоживущими.
    Функция масс должна обрываться на нижнем конце в районе масс ~ (0.1–0.025)M. Используя в качестве нижней оценки два значения масс M ~ 0.1M и 0.025M, можно получить относительную массу звезд, имеющих массы больше 5M:

Светимость звезды обратно пропорциональна ее массе

и долю массы звезд, имеющих массу меньше солнечной,

Светимость звезды обратно пропорциональна ее массе

    Рождение звезды. Согласно современным представлениям образование звезд происходит из облака газа и пыли. Однородно распределенное вещество в пространстве неустойчиво и может собираться в сгустки под действием сил тяготения. Небольшие, случайно образовавшиеся сгустки плотности растут из-за гравитационной неустойчивости. Чтобы образовалась звезда, необходимо сжатие некоторой области газопылевого облака до такой стадии, пока она не станет достаточно плотной и горячей. В процессе такой концентрации вещества происходит увеличение температуры и давления. Возникают условия для появления звезды. По мере того, как происходит сжатие вещества, из которого образуется звезда, повышается её температура. Излучение и увеличивающаяся кинетическая энергия атомов и молекул газа и пыли создают давление, препятствующее сжатию газопылевого облака. Температура и давление максимальны в центре облака и минимальны на периферии. Средняя температура звезды возрастает тем быстрее, чем быстрее она излучает энергию и сжимается. Гравитационная энергия высвобождается со скоростью, которая не только восполняет потерю энергии с поверхности звезды, но и нагревает звезду.

     Теорема о вириале. Средняя кинетическая энергия материальной точки, совершающей пространственно ограниченное движение под действием сил притяжения, подчиняющихся закону обратных квадратов, равна половине её средней потенциальной энергии с обратным знаком.

    Движение материальной точки в поле центральных сил, описываемых потенциалом

U(r) = C/r,

где C − константа. В нерелятивистском случае уравнение движения имеет вид:

(3).

 Умножая обе части уравнения (1) скалярно на  , получаем:

Усредняя по большому интервалу времени

и учитывая, что , получаем:

        или        

(4)

Для системы материальных точек имеем:

(

Средняя полная
кинетическая энергия

)

(

Средняя полная
потенциальная энергия
) (5)

    Согласно теореме о вириале у звезды, находящейся в термодинамическом равновесии, средняя тепловая энергия и средняя гравитационная энергия связаны соотношением:

2тепл + гравит = 0

(6).

    Полная энергия звезды дается выражением:

E = тепл + гравит =  —тепл (7)

    Это означает, что теплоемкость звезды является отрицательной величиной: потери энергии на излучение не охлаждают звезду, а, наоборот, нагревают. Действительно, пусть звезда в результате излучения потеряла энергию E, тогда её тепловая энергия изменится от тепл =  — E до
тепл = — (E —
ΔE) = — E + ΔE, т.е. увеличится, что и приводит к увеличению температуры звезды.
    В образующейся звезде возможны два способа переноса тепла из более горячей центральной области к более холодной периферии. Первый способ − конвекция, в процессе которой горячие частицы пыли и газа перемещаются из более нагретой центральной области на периферию. Второй способ − излучение. В этом случае тепло переносится фотонами.

 Гравитационная энергия

    Рассмотрим два состояния вещества с полной массой M. Состояние I − это состояние, когда вся масса сконцентрирована внутри шара радиуса R. Состояние II − состояние, когда всё вещество разнесено на бесконечность. Чтобы перейти от состояния I к состоянию II необходимо затратить энергию.

 Гравитационная энергия однородного шара

    Масса шара M распределена однородно с плотностью ρ внутри шара радиуса R 

Светимость звезды обратно пропорциональна ее массе (8)

При удалении слоя толщиной dr, расположенного на расстоянии r от центра шара, затрачивается энергия равная энергии этого шарового слоя в гравитационном поле, создаваемом внутренними слоями

Светимость звезды обратно пропорциональна ее массе

Интегрируя по всему объему шара, получим

Светимость звезды обратно пропорциональна ее массе

Учитывая соотношение (8), получим

Светимость звезды обратно пропорциональна ее массе

Eгр − энергия гравитационного поля, обусловленная гравитационным притяжением, составляющих шар элементов массы.

Светимость звезды обратно пропорциональна ее массе − гравитационная постоянная.

Величина R = GM/c2 называется гравитационным радиусом.

В качестве нулевого уровня отсчета энергии выбирается состояние II. Поэтому гравитационная потенциальная энергия должна быть отрицательной. Величина полной гравитационной энергии, освобождаемой при сжатии звезды, по порядку величины равна

Светимость звезды обратно пропорциональна ее массе

    Для типичных астрономических объектов величины гравитационной энергии даны в табл. 16.

Таблица 16

Источник: nuclphys.sinp.msu.ru

Визуально звезды для земного наблюдателя выглядят по-разному: одни светят ярче, другие тусклее.

Однако это еще не говорит об истинной мощности их излучения, поскольку звезды находятся на разных расстояниях.

Например, голубой Ригель из созвездия Ориона имеет видимую звездную величину 0,11, а находящийся недалеко на небе ярчайший Сириус имеет видимую звездную величину минус 1,5.

Тем не менее Ригель излучает энергии в видимых лучах в 2200 раз больше, чем Сириус, а кажется слабее только потому, что находится в 90 раз дальше от нас по сравнению с Сириусом.

Таким образом, видимая звездная величина сама по себе не может быть характеристикой звезды, поскольку зависит от расстояния.

Истинной характеристикой мощности излучения звезды служит её светимость, т. е. полная энергия, которую излучает звезда в единицу времени.

Светимость в астрономии – полная энергия, излучаемая астрономическим объектом (планетой, звездой, галактикой и т. п.) в единицу времени. Измеряется в абсолютных единицах: ваттах (Вт) – в Международной системе единиц СИ; эрг/с – в системе СГС (сантиметр-грамм-секунда); либо в единицах светимости Солнца (светимость Солнца Ls = 3,86·1033 эрг/с или 3,8·1026 Вт).

Светимость не зависит от расстояния до объекта, от него зависит только видимая звёздная величина.

Светимость – одна из важнейших звёздных характеристик, позволяющая сравнивать между собой различные типы звёзд на диаграммах «спектр – светимость», «масса – светимость».

Светимость звезды можно рассчитать по формуле:

где R – радиус звезды, T – температура её поверхности, σ – постоянная Стефана-Больцмана.

Светимости звезд, надо отметить, весьма различны: существуют звёзды, светимость которых в 500 000 раз больше солнечной, и есть звезды-карлики, светимость которых примерно во столько же раз меньше.

Светимость звезды можно измерять в физических единицах (скажем, в ваттах), но астрономы чаще выражают светимости звезд в единицах светимости Солнца.

Также можно выражать истинную светимость звезды с помощью абсолютной звездной величины.

Представим себе, что мы расположили все звезды рядом и рассматриваем их с одного и того же расстояния. Тогда видимая звездная величина уже не будет зависеть от расстояния и будет определяться только светимостью.

В качестве стандартного расстояния принято значение 10 пс (парсек).

Видимая звездная величина (m), которую бы имела звезда на таком расстоянии, называется абсолютной звездной величиной (M).

Таким образом, абсолютная звездная величина – это количественная характеристика светимости объекта, равная звездной величине, которую имел бы объект на стандартном расстоянии 10 парсек.

Так как освещенность обратно пропорциональна квадрату расстояния, то

Светимость звезды обратно пропорциональна ее массе

где Е — освещенность, создаваемая звездой, которая удалена от Земли на r парсек; E0 — освещенность от той же звезды со стандартного расстояния r0 (10 пк).

Используя формулу Погсона, получаем:

m – M = -2,5lg(E/E0) = -2,5lg(r0/r)2 = -5lgr0 + 5lgr .

Отсюда следует

M = m + 5lgr0 — 5lgr .

Для r0 = 10 пк

M = m + 5 — 5lgr .   (1)

Если в (1)  r = r0 = 10 пк, то M = m – по определению абсолютной звездной величины.

Разность между видимой (m) и абсолютной (М) звёздными величинами называют модулем расстояния

Источник: myvera.ru


You May Also Like

About the Author: admind

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

Этот сайт использует Akismet для борьбы со спамом. Узнайте, как обрабатываются ваши данные комментариев.