Светлината на звездите. Класове осветеност на звездите

Характеристиките на небесните тела могат да бъдат много объркващи. Само звездите имат видима, абсолютна величина, яркост и други параметри. Ще се опитаме да разберем последното. Каква е яркостта на звездите? Има ли нещо общо с видимостта им на нощното небе? Каква е яркостта на Слънцето?

Природа на звездите

Звездите са много масивни космически тела, които излъчват светлина. Те се образуват от газове и прах в резултат на гравитационно компресиране. Вътре в звездите е гъсто ядро, в което се появяват ядрени реакции. Те също допринасят за блясъка на звездите. Основните характеристики на осветителните тела са спектърът, размерът, блясъкът, светлината, вътрешната структура. Всички тези параметри зависят от масата на дадена звезда и нейния химичен състав.

Основните "дизайнери" на тези небесни тела са хелий и водород. В по-малко количество от тях, въглерод, кислород и метали (манган, силиций, желязо) могат да бъдат задържани. Най-голямото количество водород и хелий в младите звезди, с времето тяхното съотношение намалява, отстъпвайки на други елементи.

Във вътрешните части на звездата ситуацията е много "гореща". Температурата в тях достига няколко милиона келвини. Тук има непрекъснати реакции, при които водородът се превръща в хелий. На повърхността температурата е много по-ниска и достига само няколко хиляди Келвин.

Каква е яркостта на звездите?

Термоядрените реакции вътре в звездите са съпроводени с освобождаване на енергия. Светлината се нарича физическо количество, което отразява колко енергия произвежда небесното тяло в определено време.

Често се бърка с други параметри, например с яркостта на звездите в нощното небе. Яркостта или явната величина обаче е приблизителна характеристика, която не се измерва по никакъв начин. Тя до голяма степен е свързана с отдалечеността на светлината от Земята и описва само колко добре звездата се вижда в небето. Колкото по-малка е цифрата от тази стойност, толкова по-голяма е яркостта й.

За разлика от нея, осветеността на звездите е обективен параметър. Тя не зависи от това къде е наблюдателят. Това е характеристика на звездата, която определя нейния енергиен капацитет. Тя може да се променя в различни периоди на еволюцията на небесното тяло.

Приблизителната до яркостта, но не еднаква, е абсолютната звездна величина. Тя показва яркостта на светлината, видима за наблюдателя на разстояние от 10 парсека или 32,62 светлинни години. Обикновено се използва за изчисляване на осветеността на звездите.

Определяне на светлината

Количеството енергия, която освобождава небесно тяло се определя във ватове (W), джаула в секунда (J / S), или в ерговете за една секунда (ERG / сек). Има няколко начина за намиране на необходимия параметър.

Лесно може да се изчисли по формулата L = 0,4 (Ma -M), ако знаем абсолютната стойност на необходимата звезда. Така латинската буква L е определен блясък, буквата М - е абсолютната величина, и Ма - абсолютната стойност на слънцето (4,83 Ма).

Друг начин включва много познания за осветителните тела. Ако знаем радиуса (R) и температурата (T_EF ) от неговата повърхност, тогава осветеността може да се определи по формулата L = 4pR²ST⁴_EF. В този случай латински означава стабилно физическо количество - константа Стефан-Болцман.

Светлината на нашето Слънце е 3,839 х 10²⁶ Уотс. За простота и яснота учените обикновено сравняват осветеността на космическото тяло с точно тази величина. Така че има обекти хиляди или милиони пъти по-слаби или по-мощни от Слънцето.

Класове осветеност на звездите

За сравнение на звездите помежду си, астрофизиците използват различни класификации. Те са разделени според спектъра, размери, температури и др. Но по-често, за по-пълна картина, няколко свойства се използват едновременно.

Има централна Харвардска класификация, базирана на спектри, които излъчват светлини. Използва латински букви, всеки от които отговаря на специфичен цвят на радиация (O-blue, B-бяло-синьо, A-бяло и др.).

Звездите от един и същи спектър могат да имат различни осветености. Поради това учените са разработили класификация на Yerkes, която отчита този параметър. Тя ги разделя според силата на светлината, основана на абсолютна величина. В този случай на всеки тип звезда се приписват не само буквите от спектъра, но и номерата, отговорни за осветеността. Така че, разпределете:

• хипер-гиганти (0);
• най-ярките супергените (1а +);
• ярки супергените (1а);
• нормални супергените (Ib);
• ярки гиганти (II);
• нормални гиганти (III);
• под-гиганти (IV);
• джуджетата на главната последователност (V);
• под-джуджета (VI);
• бели джуджета (VII);

Колкото по-висока е осветеността, толкова по-ниска е стойността на абсолютната стойност. В гиганти и супергези се означават с знак минус.

Връзката между абсолютната величина, температурата, спектъра и яркостта на звездите е показана в диаграмата Hertzsprung-Russell. Той е приет през 1910 г. Диаграмата съчетава класификациите на Харвард и Йерке и дава възможност за по-холистично третиране и класифициране на осветителните тела.

Разликата в осветеността

Параметрите на звездите са силно взаимосвързани. Светлината се влияе от температурата на звездата и нейната маса. И те зависят в голяма степен от химическия състав на светлината. Масата на една звезда става по-голяма, по-малко тежките елементи в нея (по-тежки от водорода и хелий).

Най-голямата маса е притежание на хипер-гиганти и различни суперсианти. Те са най-мощните и най-ярките звезди във Вселената, но в същото време и най-редките. Джуджетата, напротив, имат малка маса и яркост, но съставляват около 90% от всички звезди.

Най-мащабната звезда, която е известна сега, е синята хипергианта R136a1. Светлината му надхвърля слънчевата енергия с 8,7 милиона пъти. Променливата звезда в съзвездието Cygnus (P Cygnus) е 630 000 пъти по-светла от Слънцето, а S на Златната риба надхвърля този параметър с 500 000 пъти. Една от най-малките известни звезди 2MASS J0523-1403 има осветеност 0.00126 от слънчевата енергия.