Меню

Что такое мощность излучения звезды

Светимость звезды

М = ‒ 2,5 lg L + 4,77.

См. также ст. Звёзды и лит. при ней.

Большая советская энциклопедия. — М.: Советская энциклопедия . 1969—1978 .

Смотреть что такое «Светимость звезды» в других словарях:

Светимость звезды — В общей физике, светимость плотность потока световой энергии в данном направлении. В экспериментальной физике элементарных частиц светимостью называют параметр ускорителя или коллайдера, характеризующий интенсивность столкновения встречных пучков … Википедия

Светимость звезды — величина, измеряемая отношением полной энергии, которую излучает звезда, ко времени излучения. Единица С. звезды в СИ ватт. С. Солнца, равная 3,86·1026 Вт, используется как единица светимости других звёзд … Астрономический словарь

Светимость — Светимость термин, используемый для именования некоторых физических величин. Содержание 1 Фотометрическая светимость 2 Cветимость небесного тела … Википедия

СВЕТИМОСТЬ — звезды мощность излучения. Обычно выражается в единицах, равных светимости Солнца L? = 3,86?1026 Вт … Большой Энциклопедический словарь

ЗВЕЗДЫ — горячие светящиеся небесные тела, подобные Солнцу. Звезды различаются по размеру, температуре и яркости. По многих параметрам Солнце типичная звезда, хотя кажется гораздо ярче и больше всех остальных звезд, поскольку расположено намного ближе к… … Энциклопедия Кольера

Светимость — I Светимость в точке поверхности, отношение светового потока (См. Световой поток), исходящего от малого элемента поверхности, который содержит данную точку, к площади этого элемента. Одна из световых величин (См. Световые величины).… … Большая советская энциклопедия

СВЕТИМОСТЬ — СВЕТИМОСТЬ, абсолютная яркость ЗВЕЗДЫ количество энергии, излучаемой ее поверхностью в секунду. Выражается в ваттах (джоулях в секунду) или в единицах измерения яркости Солнца. Болометрическая светимость измеряет общую мощность света звезды на… … Научно-технический энциклопедический словарь

СВЕТИМОСТЬ (в астрономии) — СВЕТИМОСТЬ звезды, мощность излучения. Обычно выражается в единицах, равных светимости Солнца L¤ = 3,86Ч1026 Вт … Энциклопедический словарь

Звезды-гиганты — звезды больших размеров и высоких светимостей. Радиус гиганта достигает 1000 радиусов Солнца, а светимости в 1000 превосходит раз светимость Солнца. Гиганты имеют малые средние плотности из за протяженных разреженных оболочек. У некоторых… … Астрономический словарь

СВЕТИМОСТЬ — звезды, мощность излучения. Обычно выражается в единицах светимости Солнца 1,0 = 3,86*1026 Вт … Естествознание. Энциклопедический словарь

Источник

Светимость

Светимость небесных тел

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 = 3,86·10 33 эрг/с или 3,8·10 26 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».

Читайте также:  Подогрев зеркал потребляемая мощность

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

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

Используя формулу Погсона, получаем:

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

M = m + 5lgr — 5lgr .

Для r = 10 пк

M = m + 5 — 5lgr . (1)

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

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

m — М = 5 lgr — 5 .

В то время как М зависит только от собственной светимости звезды, m зависит также и от расстояния r (в пс) до неё.

Для примера подсчитаем абсолютную звездную величину для одной из самых ярких и близких к нам звезд – а Центавра.

Ее видимая звездная величина -0,1, расстояние до нее 1,33 пс. Подставляя эти значения в формулу (1), получаем: М = -0,1 + 5 — 5lg1,33 = 4,3.

Т. е. абсолютная звездная величина а Центавра близка к абсолютной звездной величине Солнца, равной 4,8.

Следует еще учитывать поглощение света звезды межзвездной средой. Такое поглощение ослабляет блеск звезды и увеличивает видимую звездную величину m.

В этом случае: m = М — 5 + 5lgr + A(r), где слагаемым А(r) учитывается межзвездное поглощение.

ЕЩЁ МАТЕРИАЛЫ ПО ТЕМЕ:

1″ :pagination=»pagination» :callback=»loadData» :options=»paginationOptions»>

Источник



Что такое мощность излучения звезды

Посмотрите на небо ночью. Скорее всего вы увидите десяток-полтора очень ярких звезд (зависит от сезона и вашего местоположения на Земле), несколько десятков звезд потусклее и много-много совсем тусклых.

Яркость звезд — это их древнейшая характеристика, замеченная человеком. Еще в древности люди придумали меру для яркости звезд — «звездную величину». Хотя она и называется «величиной», речь, конечно, идет не о размере звезд, а только об их воспринимаемой глазом яркости. Некоторым ярким звездам присвоили первую звездную величину. Звездам, которые выглядели на определенную величину тусклее — вторую. Звездам, которые выглядели на эту же величину тусклее предыдущих — третью. И так далее.

Обратите внимание, что чем ярче звезда, тем меньше звездная величина. Звезды первой величины — далеко не самые яркие на небе. Понадобилось ввести нулевую звездную величину и даже отрицательные. Возможны и дробные звездные величины. Самые тусклые звезды, которые видит человеческий глаз — звезды шестой величины. В бинокль можно увидеть до седьмой, в любительский телескоп — до десятой-двенадцатой, а современный орбитальный телескоп «Хаббл» добивает до тридцатой.

Читайте также:  Измеритель ультразвуковой мощности иму 2пм

Вот звездные величины наших знакомых звезд: Сириус (-1,5), Альфа Центавра (-0,3), Бетельгейзе 0,3 (в среднем, потому что переменная). Всем известные звезды Большой Медведицы — звезды второй звездной величины. Звездная величина Венеры может доходить до (-4,5) — ну очень яркая точка, если повезет увидеть, Юпитера — до (-2,9).

Так и измеряли яркость звезд много веков, на глазок, сравнивая звезды с эталонными. Но потом появились беспристрастные приборы, и обнаружился интересный факт. Что такое видимая яркость звезды? Ее можно определить как количество света (фотонов) от этой звезды, которое попадает к нам в глаз одновременно. Так вот, оказалось, что шкала звездных величин — логарифмическая (как и все шкалы, основанные на восприятии органов чувств). То есть разница в яркости на одну звездную величину — это разница в количестве фотонов в два с половиной раза. Сравните, например, с музыкальным звукорядом, там то же самое: разница в высоте на октаву — это разница в частоте в два раза.

Измерение видимой яркости звезд в звездных величинах по-прежнему используется при визуальных наблюдениях, значения звездных величин заносят во все астрономические справочники. Оно удобно, например, для быстрой оценки и сравнения яркости звезд.

Та яркость звезд, которую мы видим глазами, зависит не только от параметров самой звезды, но и от расстояния до звезды. Например, небольшой, но близкий Сириус для нас выглядит ярче, чем далекий сверхгигант Бетельгейзе.

Для изучения звезд, конечно, нужно сравнивать яркости, не зависящие от расстояния. (Вычислить их можно, зная видимую яркость звезды, расстояние до нее и оценку поглощения света в данном направлении.)

Сначала в качестве такой меры использовали абсолютную звездную величину — теоретическую звездную величину, которая будет у звезды, если поместить ее на стандартное расстояние в 10 парсек (32 световых года). Но все-таки для астрофизических расчетов это величина неудобная, основанная на субъективном восприятии. Куда удобнее оказалось измерять не теоретическую видимую яркость, а вполне реальную мощность излучения звезды. Эту величину назвали светимостью и измеряют в светимостях Солнца, светимость Солнца принимают за единицу.

Для справки: светимость Солнца — 3,846*10 в двадцать шестой степени ватт.

Диапазон светимостей известных звезд огромен: от тысячных (и даже миллионных) долей солнечной до пяти-шести миллионов.

Светимости известных нам звезд: Бетельгейзе — 65 000 солнечных, Сириус — 25 солнечных, Альфа Центавра А — 1,5 солнечных, Альфа Центавра B — 0,5 солнечных, Проксимы Центавра — 0.00006 солнечных.

Но поскольку к разговору о яркости мы перешли к разговору о мощности излучения, следует учесть, что одно совсем не связано с другим однозначно. Дело в том, что видимая яркость измеряется только в видимом диапазоне, а звезды излучают далеко не только в нем одном. Мы знаем, что наше Солнце не только светит (видимым светом), но и греет (инфракрасное излучение) и вызывает загар (ультрафиолетовое излучение), а более жесткое излучение задерживается атмосферой. У Солнца максимум излучения приходится точно на середину видимого диапазона — что неудивительно: наши глаза в процессе эволюции настраивались именно на солнечное излучение; по этой же причине Солнце в безвоздушном пространстве выглядит абсолютно белым. Но у более холодных звезд максимум излучения сдвинут в красную, а то и в инфракрасную область. Имеются очень холодные звезды, например R Золотой Рыбы, большая часть излучения которых находится в инфракрасной области. У более горячих звезд, наоборот, максимум излучения сдвинут в голубую, фиолетовую или даже ультрафиолетовую область. Оценка мощности излучения таких звезд по видимому излучению будет еще более ошибочна.

Читайте также:  Мощность необходимая для максимальной скорости формула

Поэтому используют понятие «болометрическая светимость» звезды, т.е. включающая излучение во всех диапазонах. Болометрическая светимость, как понятно из вышесказанного, может заметно отличаться от обычной (в видимом диапазоне). Например, обычная светимость Бетельгейзе — 65 000 солнечных, а болометрическая — 100 000!

Что определяет мощность излучения звезды?

Мощность излучения звезды (а значит, и яркость) зависит от двух основных параметров: от температуры (чем горячее, тем больше энергии излучается с единицы площади) и от площади поверхности (чем она больше, тем больше энергии может излучить звезда при той же температуре).

Из этого следует, что самыми яркими звездами во Вселенной должны быть голубые гипергиганты. Это действительно так, такие звезды называют «яркими голубыми переменными». Их, к счастью, немного и они все очень далеко от нас (что крайне нелишне для белковой жизни), но к ним относятся знаменитые «Звезда Пистолет», Эта Киля и прочие чемпионки Вселенной по яркости.

Следует иметь в виду, что хотя яркие голубые переменные — действительно самые яркие известные звезды (светимости в 5-6 миллионов солнечных), они не самые большие. Красные гипергиганты гораздо больше голубых, но они менее яркие из-за температуры.

Отвлечемся от экзотических гипергигантов и посмотрим на звезды главной последовательности. В принципе, процессы, идущие во всех звездах главной последовательности, сходны (различно распределение зон излучения и зон конвекции в объеме звезды, но пока весь термоядерный синтез идет в ядре, это не играет особой роли). Поэтому единственным параметром, определяющим температуру звезды главной последовательности, является масса. Вот так просто: чем тяжелее, тем горячее. Размеры звезд главной последовательности тоже определяются массой (по той же причине схожести строения и идущих процессов). Вот и получается, что чем тяжелее, тем больше и горячее, то есть самые горячие звезды главной последовательности — они же и самые большие. Помните картинку с видимыми цветами звезд? Она очень хорошо иллюстрирует этот принцип.

А это значит, что самые горячие звезды главной последовательности одновременно и самые мощные (яркие), и чем меньше их температура, тем меньше светимость. Поэтому главная последовательность на диаграмме Герцшпрунга-Рассела и имеет форму диагональной полосы из верхнего левого угла (самые горячие звезды — самые яркие) до правого нижнего (самые маленькие — самые тусклые).

Прожекторов меньше, чем светлячков

Есть еще одно правило, связанное с яркостью звезд. Оно было выведено статистически, а потом получило объяснение в теории эволюции звезд. Чем ярче звезды, тем меньше их количество.

То есть тусклых звезд гораздо больше, чем ярких. Ослепительных звезд спектрального класса O совсем немного; звезд спектрального класса B заметно побольше; звезд спектрального класса A еще больше, и так далее. Причем с каждым спектральным классом количество звезд увеличивается экспоненциально. Так что самым многочисленным звездным населением Вселенной являются красные карлики — самые маленькие и тусклые звезды.

А из этого следует, что наше Солнце — далеко не «рядовая» звезда по мощности, а очень даже приличная. Таких звезд, как Солнце, известно сравнительно мало, а более мощных — и того меньше. Tags: Астрономия

Источник