То же самое относится и к электромагнитному излучению. По мере уменьшения расстояния между звездой и наблюдателем длина волны ее излучения уменьшается, и соответствующий диапазон спектра смещается к фиолетовому концу спектра. Напротив, по мере удаления звезды длина волны ее излучения увеличивается, и линия смещается в красную часть спектра.
Блеск, яркость и светимость в астрономии. В чем отличие?
Астрономия — это наука и, как все науки, имеет свою специфическую терминологию. Незнакомому человеку эти термины кажутся набором бессмысленных фраз, иногда вызывающих улыбку. Например, термины «звездная яркость», «звездная яркость» и «звездная яркость». Прежде всего, ясно, что речь идет о звездах звездных или тусклых. Но зачем вводить три разных термина? Или это просто синонимы и эти фразы означают одно и то же? Давайте проясним ситуацию.
Начните с интеллекта. ‘Звезда ярче, чем…’ и «Звезда лучше, чем планета Сатурн» — все они содержат фразы, которые гласят. Звучит немного странно, не так ли? Полированные пятаки, бронзовые тазы на солнце, пуговицы на костюмах могут блестеть. В конце концов, они могут быть блестящими глазами. Но звезды? В выражении «звездное мерцание» есть что-то безошибочное и немного архаичное.
На самом деле термин «звездное мерцание» — это не устаревшее выражение, а самый современный и актуальный термин. Под блеском астрономы понимают яркость, которую производит небесный объект (звезда) на уровне, перпендикулярном линии обзора.
Очень трудно? Все может быть проще: чем сильнее мерцание звезды, тем ярче она светит нашим глазам, тем лучше мы ее видим! Звезды с большим блеском видны ночью, мы с восхищением говорим о них: «Какие яркие звезды!». Звезды с низкой яркостью едва или совсем не видны в телескопы. Мы говорим, что эти звезды тусклые.
Как астрономы измеряют блеск звезд?
Понятие яркости в астрономии имеет строгое научное определение, что означает, что ее можно измерить.
Действительно, великолепие звезды (да и всего небесного света) измеряется в звездных размерах. Астральный размер — это особый натуральный размер без размеров, используемый только в астрономии и астрофизике. Обозначается латинской буквой m, которая больше числового значения. Например, Сириус имеет яркость -1,44 m. Размер звезды измеряется парадоксальным образом: чем меньше значение m, тем больше светимость объекта. Для получения дополнительной информации см. раздел Что такое размер звезды?
Помимо звездного размера, яркость небесных объектов также можно измерить с помощью обычных натуральных единиц, таких как люкс. Взаимосвязь между размером звезды и люксом выглядит следующим образом
m = -14-2,5lg j, где j — значение люкса.
Так, звезда Вега с явлением около 0 м создает освещенность 0,00000254 люкс. Полная луна дает освещенность 0,25 люкс.
Яркость звезд
Я писал выше о звездах высокой светимости, говоря, что эти звезды яркие. Означает ли это, что термины яркость и светимость имеют одинаковое значение для ярких тел на небе?
Нет!!! Яркость — это количество света, получаемое с единицы поверхности объекта. Поэтому термин яркость можно использовать для обозначения Солнца, Луны, планет (даже в маленькие телескопы можно увидеть диски!). ), кометы, туманности и т.д., и применяется только к широкому кругу объектов. А в случае точечных звезд и метеоров, которые не распространены повсеместно, термин яркость уже не соответствует действительности. Однако термин яркость используется для описания яркости, создаваемой любым объектом, будь то туманность или звезда.
Почему же звезды называют яркими? Это просто анахронизм, обычное выражение, унаследованное от прошлого, когда астрономы называли светимость общей светимостью небесного объекта и тем, что сейчас считается поверхностной светимостью.
Летнее звездное небо и галактики. Картина усеяна бесчисленными звездами разной яркости. В случае нашей галактики имеет смысл говорить о яркости некоторых из них. Фото Джеймса Нили.
Применим это правило для определения температуры звезды, если ее спектральный максимум яркости составляет 230 нм.
Истинной характеристикой мощности излучения звезды служит её светимость, т. е. полная энергия, которую излучает звезда в единицу времени.
Астрономическая яркость — это полная энергия, излучаемая небесным объектом (планетой, звездой, галактикой и т.д.) в единицу времени. Она измеряется в абсолютных единицах. Она измеряется в ваттах (Вт) в Международной системе единиц (СИ), эрг/сек (сантиметр-грамм-секунда) в системе СГС, или в единицах солнечной яркости (солнечная яркость Ls = 3,86-10 33 эрг/с или 3,8-1026 Вт).
Светимость — одно из важнейших свойств звезд, а диаграммы спектральная светимость и масса-светимость позволяют сравнивать различные типы звезд.
Яркость звезды можно рассчитать с помощью следующего уравнения
где R — радиус звезды, T — температура ее поверхности, а σ — постоянная Стефана-Больцмана.
Яркость звезд варьируется в широких пределах. Некоторые звезды в полмиллиона раз ярче Солнца, а другие карликовые звезды почти такие же яркие.
Яркость звезды можно измерить в физических единицах (например, ваттах), но астрономы часто выражают яркость звезды в солнечных единицах.
Абсолютные величины также могут быть использованы для выражения истинной яркости звезды.
Представьте, что вы расположили все звезды рядом и рассматриваете их с одинакового расстояния. Тогда размер эффекта не будет зависеть от расстояния и будет определяться только яркостью.
Стандартное расстояние составляет 10 пс (парсеков).
Величина (m), которую звезда имеет на этом расстоянии, называется ее абсолютной величиной (M).
Таким образом, абсолютная звездная величина – это количественная характеристика светимости объекта, равная звездной величине, которую имел бы объект на стандартном расстоянии 10 парсек.
Поскольку яркость обратно пропорциональна квадрату расстояния
где E — интенсивность света, испускаемого звездой с расстояния от Земли до парсеков.0 — интенсивность света от той же звезды на стандартном расстоянии r0 (10).
Используя формулу Погсона, имеем
m — М = 5 lgr — 5 .
M зависит только от собственной яркости звезды, в то время как m также зависит от расстояния r (пс) от звезды.
Например, рассчитайте абсолютную звездную величину Центавра, одной из самых ярких и близких к нам звезд.
Размер эффекта составляет -0,1, а расстояние — 1,33 пс. Подстановка этих значений в уравнение (1) дает M = -0,1 + 5-5lg1,33 = 4,3.
Это означает, что абсолютный размер кентавров близок к 4,8 — абсолютному размеру Солнца.
Необходимо также учитывать поглощение света звездами через межзвездную среду. Это поглощение ослабляет яркость звезды и увеличивает величину эффекта m.
В этом случае: m = M-5 + 5lgr + A(r), где член A(r) представляет межзвездное поглощение.
Яркость звезды определяет количество энергии, излучаемой звездой в единицу времени, т.е. звездное излучение. Единицей светимости в астрономии является мощность 4-10 26 Вт солнечного излучения. Если известна абсолютная звездная величина звезды M, то ее светимость определяется следующим уравнением.
Светимость от А до Я
Для того чтобы найти источник звездного излучения, не требуется много времени. Вся энергия, которая может оставаться яркой, вырабатывается в результате термоядерных реакций в звездном ядре. Атомы водорода, слившиеся под гравитационным давлением во время солнечного света, выделяют огромное количество энергии. Но водород, как и Солнце, есть даже у самых компактных элементов в звездах большой массы, включая железо. В таких случаях количество энергии часто бывает больше.
Количество энергии, выделяемой во время ядерной реакции, напрямую зависит от массы звезды — чем она выше, тем сильнее гравитация сжимает ядро звезды и тем больше водорода одновременно преобразуется в Солнце. Но не только ядерная энергия определяет яркость звезды. Она также должна излучаться наружу.
Материалы по теме
Именно здесь в игру вступают радиационные регионы. Влияние на процесс передачи энергии значительно и легко контролируется в повседневной жизни. Лампа накаливания, нагретая до 2800°C, не изменяет существенно температуру в помещении после 8 часов работы. Напротив, обычная батарея с температурой 50-80°C значительно нагревает помещение. Разница в производительности обусловлена различиями в поверхности, с которой излучается энергия.
Отношение площади ядра звезды к ее поверхности часто сравнимо с отношением площади нити лампы к площади батареи. Поперечное сечение ядра красной сверхновой звезды может составлять лишь одну десятую часть от общий диаметр звезды. Поэтому яркость звезды сильно зависит от поверхности ее светила, т.е. от поверхности самой звезды. Температура здесь не так важна. Температура поверхности Альдебарана на 40% ниже температуры поверхности солнечного света, но из-за его больших размеров его яркость в 150 раз превышает размер Солнца.
Так неужели при расчете яркости звезды размер играет более важную роль, чем температура и энергия ядра? Не совсем. Голубые гиганты с самой высокой яркостью и температурой имеют светимость, схожую с красными, и гораздо больший размер. Более того, одна из самых крупных и теплых звезд, R136A1, имеет самую высокую яркость среди всех известных звезд. Это ставит точку в спорах о самом важном параметре яркости, и мы ожидаем открытия новой звезды-рекордсмена.
Использование светимости в астрономии
диаграмма герцшпрунга-рассела
Поэтому яркость используется во многих диаграммах сорта, применяемых астрономами для сравнения звезд, поскольку она точно отражает как энергию звезды, так и ее поверхность. Стоит отметить, что диаграмма Герцшпрунга-Рассела показывает интересные закономерности в распределении звезд во Вселенной. Например, он способствует определению возраста звезд. Яркость также основана на спектральной сортировке звезд по Йерксу, которая включает такие термины, как «белый карлик» и «гипергигант».
В абзаце выше описано, как температура звезды влияет на ее яркость. Астрономы используют это соотношение для расчета параметров звезды. В частности, если цвет, который является наиболее точным показателем нагрева объекта, деформируется под действием гравитации. Яркость звезды также косвенно связана с ее составом. Чем меньше элементов тяжелее Солнца и водорода присутствует в материале звезды, тем больше масса, которая является важной характеристикой, определяющей яркость звезды.
В центре, от левого верхнего до правого нижнего угла, находится так называемая Главная последовательность — серия обычных карликовых звезд, составляющих около 90% всех звезд во Вселенной. Есть наше Солнце.
Светимость звезды
Звезды излучают в космос большое количество энергии, почти полностью состоящей из различных типов лучей. Полная лучистая энергия звезды, излучаемая за определенный период, является яркостью звезды. Индекс яркости очень важен для изучения ярких звезд, поскольку он зависит от всех свойств звезды.
Первое, что следует отметить о звездной яркости, это то, что ее легко спутать с другими параметрами яркости. На практике, однако, все довольно просто, если понять причины возникновения каждого признака.
Яркость звезды (L) в первую очередь отражает количество энергии, излучаемой звездой. Поэтому она измеряется в ваттах, как и любое другое количественное свойство энергии. Это объективная величина. Она не меняется при движении наблюдателя. Значение солнечной энергии составляет 3,82 x 1026 ватт. Значение светимости нашей величины часто используется для измерения величины других звезд. Это гораздо удобнее для сравнения; он показан как L☉ (☉ — 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.
Звезда Арктур с Земли. Автором изображения является Ф. Эспенак.
Очевидно, что наиболее информативной и универсальной характеристикой является яркость. Этот параметр дает наиболее подробное представление об интенсивности излучения звезды и поэтому может быть использован для изучения многих свойств звезды, от ее размера и массы до интенсивности ядерной реакции.
Светимость от А до Я
Для того чтобы найти источник звездного излучения, не требуется много времени. Вся энергия, которая может оставаться яркой, вырабатывается в результате термоядерных реакций в звездном ядре. Атомы водорода, слившиеся под гравитационным давлением во время солнечного света, выделяют огромное количество энергии. Но водород, как и Солнце, есть даже у самых компактных элементов в звездах большой массы, включая железо. В таких случаях количество энергии часто бывает больше.
Количество энергии, выделяемой во время ядерной реакции, напрямую зависит от массы звезды — чем она выше, тем сильнее гравитация сжимает ядро звезды и тем больше водорода одновременно преобразуется в Солнце. Но не только ядерная энергия определяет яркость звезды. Она также должна излучаться наружу.
Масса звезды.
Именно здесь в игру вступают радиационные регионы. Влияние на процесс передачи энергии значительно и легко контролируется в повседневной жизни. Лампа накаливания, нагретая до 2800°C, не изменяет существенно температуру в помещении после 8 часов работы. Напротив, обычная батарея с температурой 50-80°C значительно нагревает помещение. Разница в производительности обусловлена различиями в поверхности, с которой излучается энергия.
Отношение площади ядра звезды к ее поверхности часто сравнимо с отношением площади нити лампы к площади батареи. Поперечное сечение ядра красной сверхновой звезды может составлять лишь одну десятую часть от общий диаметр звезды. Поэтому яркость звезды сильно зависит от поверхности ее светила, т.е. от поверхности самой звезды. Температура здесь не так важна. Температура поверхности Альдебарана на 40% ниже температуры поверхности солнечного света, но из-за его больших размеров его яркость в 150 раз превышает размер Солнца.
Так неужели при расчете яркости звезды размер играет более важную роль, чем температура и энергия ядра? Не совсем. Голубые гиганты с самой высокой яркостью и температурой имеют светимость, схожую с красными, и гораздо больший размер. Более того, одна из самых крупных и теплых звезд, R136A1, имеет самую высокую яркость среди всех известных звезд. Это ставит точку в спорах о самом важном параметре яркости, и мы ожидаем открытия новой звезды-рекордсмена.
Использование светимости в астрономии
диаграмма герцшпрунга-рассела
Поэтому яркость используется во многих диаграммах сорта, применяемых астрономами для сравнения звезд, поскольку она точно отражает как энергию звезды, так и ее поверхность. Стоит отметить, что диаграмма Герцшпрунга-Рассела показывает интересные закономерности в распределении звезд во Вселенной. Например, он способствует определению возраста звезд. Яркость также основана на спектральной сортировке звезд по Йерксу, которая включает такие термины, как «белый карлик» и «гипергигант».
В приведенном выше абзаце показано, как температура звезды влияет на ее яркость. Астрономы используют это соотношение для расчета параметров звезды. В частности, если цвет, который является наиболее точным показателем нагрева объекта, деформируется под действием гравитации. Яркость звезды также косвенно связана с ее составом. Чем меньше элементов тяжелее Солнца и водорода присутствует в материале звезды, тем больше масса, которая является важной характеристикой, определяющей яркость звезды.
Очевидно, что наиболее информативной и универсальной характеристикой является яркость. Этот параметр дает наиболее подробное представление об интенсивности излучения звезды и поэтому может быть использован для изучения многих свойств звезды, от ее размера и массы до интенсивности ядерной реакции.
Спектры, цвет и температура звёзд. Диаграмма «спектр — светимость»
В этом видеоуроке объясняется классификация спектральных звезд. Вы узнаете, как цвет звезды зависит от ее температуры. Вы узнаете о явлении Доплера и его применении в астрономии. Вы также видите спектральную диаграмму звезды.
В данный момент вы не можете посмотреть или раздать видеоурок ученикам
Чтобы получить доступ к этому и другим учебным видео из комплекта, необходимо приобрести их из списка и добавить в личный кабинет.
