Luminozitatea stelelor depinde de temperatură. Cantități tehnice de iluminat: flux luminos, intensitate luminoasă, iluminare, luminozitate, luminozitate. Metode de îmbunătățire a luminozității
De bază caracteristici fizice stele: luminozitate, mărimi absolute și aparente, masă, temperatură, mărime, spectru.
Luminozitate– energia emisă de o stea sau alt corp ceresc pe unitatea de timp. De obicei date în unități de luminozitate solară, exprimată prin formula log (L/Lc) = 0,4 (Mc – M), unde L și M sunt luminozitatea și magnitudinea absolută a sursei, Lc și Mc sunt valorile corespunzătoare pentru Soarele (Mc = +4 ,83). De asemenea, determinată de formula L=4рR 2 уT 4. Sunt cunoscute stele a căror luminozitate este de multe ori mai mare decât luminozitatea Soarelui. Luminozitatea lui Aldebaran este de 160, iar Rigel este de 80.000 de ori mai mare decât Soarele. Dar marea majoritate a stelelor au luminozități comparabile sau mai mici decât Soarele.
magnitudinea - o măsură a luminozității unei stele. Z.v. nu oferă o idee adevărată despre puterea de radiație a stelei. O stea slabă aproape de Pământ poate părea mai strălucitoare decât o stea strălucitoare îndepărtată, deoarece fluxul de radiații primit de la acesta scade invers proporțional cu pătratul distanței. Vizibil W.V. - stralucirea unei stele pe care un observator o vede cand se uita la cer. Absolut Z.v. - o masura a luminozitatii adevarate, reprezinta nivelul de stralucire al unei stele pe care l-ar avea daca s-ar afla la o distanta de 10 pc. Hipparchus a inventat sistemul stelelor vizibile. în secolul al II-lea î.Hr. Stelelor li s-au atribuit numere în funcție de luminozitatea lor aparentă; cele mai strălucitoare stele au avut magnitudinea 1, iar cele mai slabe au magnitudinea a 6-a. Toate R. secolul al 19-lea acest sistem a fost modificat. Scara modernă a lui Z.v. a fost stabilit prin determinarea Z.v. eșantion reprezentativ de stele din apropierea nordului. polii lumii (seria polară nordică). Pe baza acestora s-au determinat Z.v. toate celelalte stele. Aceasta este o scară logaritmică, unde stelele de magnitudinea I sunt de 100 de ori mai strălucitoare decât stelele de magnitudinea a șasea. Pe măsură ce precizia măsurării a crescut, a trebuit să fie introduse zecimi. Cel mai stele strălucitoare mai strălucitoare decât prima magnitudine, iar unele chiar au magnitudini negative.
masa stelară - un parametru determinat direct numai pentru componentele stelelor duble cu orbite și distanțe cunoscute (M 1 + M 2 = R 3 / T 2). Acea. S-au stabilit masele a doar câteva zeci de stele, dar pentru un număr mult mai mare masa poate fi determinată din relația masă-luminozitate. Masele mai mari de 40 solare și mai puțin de 0,1 solar sunt foarte rare. Majoritatea stelelor au mase mai mici decât Soarele. Temperatura din centrul unor astfel de stele nu poate atinge nivelul la care încep reacțiile de fuziune nucleară, iar singura sursă de energie a acestora este compresia Kelvin-Helmholtz. Astfel de obiecte sunt numite pitice brune.
Relația masă-luminozitate, găsită în 1924 de Eddington, relația dintre luminozitatea L și masa stelară M. Relația are forma L/Lc = (M/Mc) a, unde Lc și Mc sunt luminozitatea și masa Soarelui, respectiv, valoarea A de obicei se află în intervalul 3-5. Relația rezultă din faptul că proprietățile observate ale stelelor normale sunt determinate în principal de masa lor. Această relație pentru stelele pitice este de acord cu observațiile. Se crede că este valabil și pentru supergiganți și giganți, deși masa lor este greu de măsurat direct. Relația nu se aplică piticelor albe, deoarece le crește luminozitatea.
Temperatura este stelară– temperatura unei anumite regiuni a stelei. Este una dintre cele mai importante caracteristici fizice ale oricărui obiect. Cu toate acestea, deoarece temperatura diferitelor regiuni ale unei stele diferă și, de asemenea, pentru că temperatura este o mărime termodinamică care depinde de fluxul de radiație electromagnetică și de prezența diferiților atomi, ioni și nuclei într-o regiune a atmosferei stelare, toate aceste diferențe sunt unite cu o temperatură efectivă strâns legată de radiația stelei din fotosferă. Temperatura efectivă, un parametru care caracterizează cantitatea totală de energie emisă de o stea pe unitatea de suprafață a suprafeței sale. Aceasta este o metodă clară de descriere a temperaturii stelare. Acest. este determinată prin temperatura unui corp absolut negru, care, conform legii Stefan-Boltzmann, ar radia aceeași putere pe unitatea de suprafață ca și steaua. Deși spectrul unei stele diferă semnificativ în detaliu de spectrul unui corp absolut negru, cu toate acestea, temperatura efectivă caracterizează energia gazului din straturile exterioare ale fotosferei stelare și permite, folosind legea deplasării lui Wien (l max = 0,29). /T), pentru a determina la ce lungime de undă există un maxim de radiație stelar și, prin urmare, culoarea stelei.
De dimensiuni stelele sunt împărțite în pitici, subpitici, stele normale, giganți, subgiganți și supergiganți.
Gamă stelele depind de temperatura, presiunea, densitatea gazului a fotosferei sale, puterea camp magnetic si chimic. compoziţie.
Clasele spectrale, clasificarea stelelor în funcție de spectrele lor (în primul rând după intensitățile liniilor spectrale), introdusă mai întâi de italian. astronomul Secchi. Au introdus denumiri de litere, care au fost modificate pe măsură ce cunoștințele despre procesele interne s-au extins. structura stelelor. Culoarea unei stele depinde de temperatura suprafeței sale, deci în vremurile moderne. Clasificarea spectrală Draper (Harvard) S.k. dispuse în ordinea descrescătoare a temperaturii:
Diagrama Hertzsprung–Russell, un grafic care vă permite să determinați două caracteristici de bază ale stelelor, exprimă relația dintre magnitudinea absolută și temperatură. Numit după astronomul danez Hertzsprung și astronomul american Russell, care au publicat prima diagramă în 1914. Cele mai fierbinți stele se află în stânga diagramei, iar stelele cu cea mai mare luminozitate sunt în partea de sus. Din colțul din stânga sus până în dreapta jos merge secvența principală, reflectând evoluția stelelor și terminând cu stele pitice. Majoritatea stelelor aparțin acestei secvențe. Soarele aparține și el acestei secvențe. Deasupra acestei secvențe, subgiganții, supergiganții și giganții sunt localizați în ordinea indicată, dedesubt - subpitici și pitici albe. Aceste grupuri de stele sunt numite clase de luminozitate.
Condiții de echilibru: după cum se știe, stelele sunt singurele obiecte ale naturii în cadrul cărora au loc reacții de fuziune termonucleară necontrolată, care sunt însoțite de eliberarea unei cantități mari de energie și determină temperatura stelelor. Majoritatea stelelor sunt în stare staționară, adică nu explodează. Unele stele explodează (așa-numitele novae și supernove). De ce stelele sunt în general în echilibru? Forța exploziilor nucleare în stelele staționare este echilibrată de forța gravitației, motiv pentru care aceste stele mențin echilibrul.
- Calculul dimensiunilor liniare ale unui corp de iluminat din dimensiunile unghiulare și distanța cunoscute.
Ca rezultat al muncii enorme depuse de astronomi într-un număr de țări în ultimele decenii, am învățat multe despre diferitele caracteristici ale stelelor, natura radiațiilor și evoluția lor. Oricât de paradoxal ar părea, acum avem o idee mult mai bună despre formarea și evoluția multor tipuri de stele decât o avem despre propriul nostru sistem planetar.
Indiferent cât de diverse sunt stelele în ceea ce privește caracteristicile lor fizice, există totuși limite pentru ceea ce este posibil pentru ele. Nu orice stea pe care imaginația umană este capabilă să o creeze ar putea exista cu adevărat. Stelele pot fi corpuri cosmice care au doar o astfel de masă care este cuprinsă în anumite limite.
Dacă masa unui corp ceresc nu depășește 0,02 masa Soarelui, acesta nu poate deveni autoluminos. Cu o masă corporală mai mare, presiunea și temperatura din adâncimi ating o asemenea valoare la care energia nucleară începe să fie eliberată din substanță aproape la fel de ușor ca aburul din apa clocotită.
Din aceasta putem concluziona că stelele cu o masă egală, de exemplu, cu masa Pământului sau chiar masa lui Jupiter nu pot exista. Din astfel de raționament, se stabilește o limită inferioară pentru posibilele mase de stele.
„Caracteristicile” stelelor au fost menționate mai sus. Principalele caracteristici ale unei stele sunt masa, raza (fără a număra straturile transparente exterioare), luminozitatea (cantitatea totală de energie emisă); aceste cantități sunt adesea exprimate ca fracțiuni din masa, raza și luminozitatea Soarelui. Pe lângă parametrii principali, se folosesc derivații acestora: temperatura efectivă; clasa spectrală, care caracterizează gradul de ionizare și excitație a atomilor din atmosfera stelară; magnitudine absolută (adică mărimea pe care o stea ar avea-o la o distanță standard de 10 parsecs). Să ne uităm la unele dintre ele mai detaliat.
Masa de stele
În esență, astronomia nu a avut și nu are în prezent o metodă pentru determinarea directă și independentă a masei unei stele izolate, adică nu face parte din mai multe sisteme. Și acesta este o deficiență destul de serioasă a științei noastre despre Univers. Dacă ar exista o astfel de metodă, progresul cunoștințelor noastre ar fi mult mai rapid.
„Masele stelelor variază în limite relativ înguste. Există foarte puține stele ale căror mase sunt de 10 ori mai mari sau mai mici decât masa solară. Într-o astfel de situație, astronomii acceptă în mod tacit că stelele cu aceeași luminozitate și culoare au aceeași mase. Ele sunt definite numai pentru sisteme binare. Afirmația că o singură stea cu aceeași luminozitate și culoare are aceeași masă ca „sora sa” într-un sistem binar ar trebui să fie luată întotdeauna cu oarecare precauție.
Pe baza legii gravitației universale și a legilor lui Kepler generalizate de Newton, formula a fost derivată
A3
M1 + M2 = ------
3P2
Unde M1 și M2 sunt mase steaua principala iar satelitul său, P este perioada orbitală a satelitului și este semiaxa majoră a orbitei Pământului.”
Cele mai „luminoase” stele pot fi găsite aparent printre așa-numiții sateliți invizibili ai stelelor.
În prezent, există câteva zeci de stele al căror zbor prin spațiu urmează o curbă ușor sinuoasă, ondulată. O astfel de natură complexă a mișcării poate fi explicată doar prin faptul că un satelit (sau sateliți) invizibili se deplasează lângă stea, a cărui atracție deviază steaua de la o cale dreaptă. Mai precis, calea de zbor sub formă de undă a unei stele pe care o observăm este rezultatul adunării a două mișcări la care aceasta participă simultan - mișcarea în jurul centrului galaxiei și revoluția împreună cu satelitul său invizibil în jurul unui centru de masă comun. .
Pe baza naturii traiectoriei stelei, se poate calcula masa și orbita companionului său invizibil. Rezultate interesante în acest sens au fost obținute pentru steaua 61 Cygni, aceeași la care, încă din 1838, Bessel a determinat distanța să fie apropiată de 11 ani lumină.
Steaua 61 Cygni este o stea dublă. Cu alte cuvinte, este un sistem de doi sori, portocaliu și roșu, dintre care a doua stea roșie este la jumătate mai strălucitoare decât prima. Mișcarea în spațiu a ambelor stele indică clar existența unei a treia componente în acest sistem. Mai mulți astronomi, inclusiv astronomul de la Pulkovo A.N Deich, au fost implicați în determinarea masei și a orbitei sale. S-a dovedit că satelitul invizibil din sistemul 61 Cygni se învârte în jurul uneia dintre stele pe o orbită eliptică foarte alungită cu o perioadă de aproximativ 5 ani la o distanță medie de 3 ori distanța de la Pământ la Soare. Consideră-l invizibil corp ceresc planeta nu este permisă. Masa sa este de 0,024 mase solare, adică este mai mare decât masa minimă la care corpul devine inevitabil o stea. Prin urmare, putem fi siguri că sistemul 61 Cygni este format din trei stele, iar a treia sa componentă invizibilă este una dintre cele mai puțin masive stele.
Natura limitează, de asemenea, stelele din mase foarte mari. Pentru a înțelege ce cauzează această limitare, să încercăm să ne imaginăm situația din interiorul unei stele.
Orice stea obișnuită este o minge de gaz extrem de fierbinte. Există trei forțe care acționează în fiecare punct al stelei. În primul rând, forța gravitației, care trage particula stea spre centrul său. În al doilea rând, presiunea gazului, care, încercând să se extindă, împinge aceeași particulă în direcția opusă, spre suprafața stelei. Și, în sfârșit, în al treilea rând, presiunea luminii, care iese din intestinele stelei și, prin urmare, adaugă forțele acesteia la presiunea gazului.
În fiecare punct al stelei, lupta celor trei forțe se termină, în esență, în nimic. Toate se echilibrează și, prin urmare, steaua este o formațiune stabilă. O predominare decisivă a oricăreia dintre cele trei forțe asupra celorlalte ar fi catastrofală pentru stea. Dacă, de exemplu, presiunea luminii sau a gazului crește brusc brusc, steaua, izbucnind din interior, s-ar „destrăma” în bucăți. Dacă steaua nu mai emite lumină sau dacă gazul își pierde brusc elasticitatea, steaua s-ar micșora foarte mult, trecând într-o stare diferită, „non-stelară”.
De fapt, stabilitatea și echilibrul domnesc în stelele pe care le observăm. Dar s-ar putea să nu fie întotdeauna cazul. Pe măsură ce masa unei stele crește, luminozitatea acesteia crește, adică. cantitatea de lumină emisă din interiorul unei stele. La foarte masa mare, de exemplu, de mii de ori masa Soarelui, echilibrul celor trei forțe va fi cu siguranță perturbat. Presiune ușoară va deveni atât de puternic încât va submina stabilitatea stelei din interior.
Dintre stelele cunoscute, steaua lui Plaskett este considerată cea mai masivă, este dublă, iar perioada orbitală în acest sistem este aproape de 14 zile. Masa unei stele poate fi determinată dacă se cunoaște raportul dintre accelerația unei componente a sistemului față de alta, care se presupune că este staționară. În sistemul stelar Plaskett, ambele componente sunt aproximativ la fel de masive, iar în această capacitate sunt de 50 - 60 de ori mai mari decât Soarele.
Întrebarea existenței „superstelelor”, adică a obiectelor în formă de stea a căror masă poate depăși masa solară de milioane și chiar miliarde de ori, rămâne deschisă.
Densitatea stelelor
Deoarece dimensiunile stelelor variază mult mai mult decât masele lor, densitățile medii ale stelelor diferă mult una de cealaltă. Giganții și supergiganții au densități foarte scăzute. De exemplu, densitatea Betelgeuse este de aproximativ 10-3 kg/m3. În același timp, există stele extrem de dense. Acestea includ mici pitice albe (culoarea lor se datorează temperaturii ridicate). De exemplu, densitatea piticii albe Sirius B este mai mare de 4x107 kg/m3. În prezent, se cunosc pitice albe mult mai dense (1010-1011 kg/m3). Densitățile enorme ale piticelor albe se explică prin proprietățile speciale ale materiei acestor stele, care constă din nuclee atomice și electroni rupți din ele. Distanțele dintre nucleele atomice în materia piticelor albe ar trebui să fie de zeci și chiar de sute de ori mai mici decât în corpurile obișnuite solide și lichide pe care le întâlnim pe Pământ. Starea de agregare în care se află această substanță nu poate fi numită nici lichidă, nici solidă, deoarece atomii piticelor albe sunt distruși. Această substanță seamănă puțin cu gazul sau plasma. Și totuși, în general, este considerat a fi un „gaz”, având în vedere că distanța dintre particule chiar și în piticile albe dense este de multe ori mai mare decât nucleele atomilor sau electronilor înșiși.
Luminozitatea stelei
Unele stele ni se par mai strălucitoare, altele mai slabe. Dar acest lucru nu indică încă puterea reală de radiație a stelelor, deoarece acestea se află la distanțe diferite. Astfel, mărimea aparentă în sine nu poate fi o caracteristică a stelei, deoarece depinde de distanță. Adevărata caracteristică este luminozitatea, adică energia totală emisă de o stea pe unitatea de timp. Luminozitățile stelelor sunt extrem de variate. Una dintre stele gigantice, S Doradus, are o luminozitate de 500.000 de ori mai mare decât Soarele, iar luminozitatea celor mai slabe stele pitice este aproximativ de același număr de ori mai mică.
Luminozitatea unei stele, așa cum am menționat deja, este strâns legată de masa sa. Cu cât o stea conține mai multă materie, cu atât strălucește mai mult. De aici devine clar de ce a treia componentă a sistemului 61 Cygni rămâne invizibilă pentru moment. Această stea conține atât de puțin material încât emisia sa foarte slabă nu poate fi detectată cu telescoapele moderne.
„Caracteristica de luminozitate este așa-numita mărime absolută a stelei. Mărimea aparentă a unei stele depinde, pe de o parte, de luminozitatea și culoarea sa, pe de altă parte, de distanța până la ea. Dacă orice stea este plasată la o distanță standard convențională de 10 pc, atunci magnitudinea ei va fi numită „absolută”. Să ilustrăm acest lucru cu un exemplu. Dacă magnitudinea aparentă (relativă) a Soarelui (determinată de fluxul de radiații din acesta) este egală cu -26,8, atunci la o distanță de 10 pc (care este de aproximativ 2 milioane de ori mai mare decât distanța reală de la Pământ la Soare). ) magnitudinea sa va fi de aproximativ +5. La această distanță, lumina noastră de zi ar părea ca o stea, abia vizibilă cu ochiul liber (rețineți că cele mai slabe stele vizibile cu ochiul liber au o magnitudine de +6). Stelele cu luminozitate mare au magnitudini absolute negative, de exemplu -7, -5. Stelele cu luminozitate scăzută sunt caracterizate de magnitudini absolute pozitive mari, de exemplu +10, +12 etc.
Dacă se cunoaște magnitudinea absolută, atunci luminozitatea oricărei stele poate fi calculată folosind formula
Lg L = 0,4 (M-Mc)
Unde: L este luminozitatea stelei, M este magnitudinea sa absolută și Ms este magnitudinea absolută a Soarelui.”
Diagrama „spectru – luminozitate”
La fel ca Soarele, stelele luminează Pământul, dar datorită distanței enorme până la ele, iluminarea pe care o creează pe Pământ este cu multe ordine de mărime mai mică decât cea a Soarelui. Din acest motiv, apar probleme tehnice la măsurarea iluminării de la stele. Astronomii construiesc telescoape gigantice pentru a detecta emisiile slabe de la stele. Cu cât diametrul lentilei telescopului este mai mare, cu atât se pot studia stele mai slabe. Măsurătorile au arătat că, de exemplu, Steaua Polară creează iluminare pe suprafața Pământului E = 3,8 10 -9 W/m 2, care este de 370 de miliarde de ori mai puțină decât iluminarea creată de Soare. Distanța până la Steaua Nordului este 200 buc, sau aproximativ 650 sv. ani (r = b 10 18 m). Prin urmare, luminozitatea Stelei Polare L p = 4πr 2 E = 4 3,14 x (6 10 18 m) 2 3,8 10 -9 W/m 2 = 9,1 10 29 W = 4600 L După cum putem vedea, în ciuda vizibilității scăzute Luminozitatea acestei stele, luminozitatea sa este de 4600 de ori mai mare decât soarele.
Măsurătorile au arătat că printre stele există stele de sute de mii de ori mai puternice decât Soarele, și stele cu luminozități de zeci de mii de ori mai mici decât cea a Soarelui.
Măsurătorile temperaturilor suprafeței stelare au arătat că temperatura de suprafață a unei stele determină culoarea sa vizibilă și prezența liniilor de absorbție spectrală de anumite tipuri. elemente chimiceîn spectrul ei. Astfel, Sirius strălucește alb și temperatura sa este de aproape 10.000 K. Steaua Betelgeuse (α Orionis) are o culoare roșie și o temperatură la suprafață de aproximativ 3500 K. Soarele Culoarea galbena are o temperatură de 6000 K. Pe baza temperaturii, culorii și tipului de spectru, toate stelele au fost împărțite în clase spectrale, care sunt desemnate prin literele O, B, A, F, G, K, M. Clasificarea spectrală a stelelor este prezentată în tabelul de mai jos.
Există o altă legătură interesantă între clasa spectrală a unei stele și luminozitatea acesteia, care este prezentată sub forma unei diagrame „spectru - luminozitate (în luminozitățile solare)” (numită și Diagrama Hertzsprung-Russellîn onoarea a doi astronomi – E. Hertzsprung şi G. Russell, care l-au construit). Diagrama arată clar patru grupuri de stele.
Secvența principală
Pe ea cad parametrii majorității stelelor. Soarele nostru este, de asemenea, o stea din secvența principală. Densitățile stelelor din secvența principală sunt comparabile cu densitatea solară.
Giganți roșii
Acest grup include în principal stele roșii cu raze de zeci de ori mai mari decât cea solară, de exemplu steaua Arcturus (α Bootes), a cărei rază este de 25 de ori mai mare decât raza solară și a cărei luminozitate este de 140 de ori.
Supergiganți
Acestea sunt stele cu luminozități de zeci și sute de mii de ori mai mari decât soarele. Razele acestor stele sunt de sute de ori mai mari decât raza Soarelui. Supergianti roșii includ Betelgeuse (și Orion). Cu o masă de aproximativ 15 ori mai mare decât cea a Soarelui, raza sa este de aproape 1.000 de ori mai mare decât cea a Soarelui. Densitatea medie a acestei stele este de numai 2 10 -11 kg/m 3, ceea ce este de peste 1.000.000 de ori mai mică decât densitatea aerului.
Pitici albi
Acesta este un grup de stele în mare parte albe cu luminozități de sute și mii de ori mai mici decât Soarele. Ele sunt situate în partea stângă jos a diagramei. Aceste stele au raze de aproape o sută de ori mai mici decât cea solară și sunt comparabile ca mărime cu cele ale planetelor. Un exemplu de pitică albă este steaua Sirius B, un satelit al lui Sirius. Cu o masă aproape egală cu Soarele și o dimensiune de 2,5 ori mai mare decât dimensiunea Pământului, această stea are o densitate medie gigantică - ρ = 3 10 8 kg/m 3.
Pentru a înțelege cum sunt explicate diferențele observate între stelele din diferite grupuri, să ne amintim relația dintre luminozitate, temperatură și raza stelei, pe care am folosit-o pentru a determina temperatura Soarelui.
Să comparăm două stele din clasa spectrală K, una este pe secvența principală (MS), cealaltă este o gigantă roșie (RG). Au aceeași temperatură - T = 4500 K, iar luminozitățile lor diferă de o mie de ori:
adică giganții roșii au dimensiuni de zeci de ori mai mari decât stelele din secvența principală.
Mase de stele A fost posibil să se măsoare doar pentru stelele care fac parte din sistemele binare. Și au fost determinate de parametrii orbitelor stelelor și de perioada de revoluție a acestora unul în jurul celuilalt, folosind a treia lege generalizată a lui Kepler. S-a dovedit că masele tuturor stelelor se află în raza de acțiune
0,05M ≤ M ≤ 100M
Pentru stelele din secvența principală, există o relație între masa stelei și luminozitatea acesteia: cu cât masa stelei este mai mare, cu atât luminozitatea acesteia este mai mare.
Astfel, o stea din clasa spectrală B are o masă de aproximativ M ≈ 20 M și luminozitatea sa este de aproape 100.000 de ori mai mare decât Soarele.
Sursă de energie din Soare și stele
Conform conceptelor moderne, sursa de energie care susține radiația Soarelui și a stelelor este energia nucleară, care este eliberată în timpul reacțiilor termonucleare de formare (fuziune) a nucleelor atomilor de heliu din nucleele atomilor de hidrogen. În timpul reacției de fuziune, nucleul unui atom de heliu este format din patru nuclee de atomi de hidrogen (patru protoni), iar energia ΔE = 4,8 10 -12 J este eliberată, numită energie de legătură, două particule elementare de neutrini și doi pozitroni (4H He + 2e + + 2ν + ΔE).
Pentru ca reacțiile nucleare să aibă loc, este necesară o temperatură de peste câteva milioane de Kelvin, la care protonii cu sarcini identice care participă la reacție ar putea primi suficientă energie pentru a se apropia unul de celălalt, a depăși forțele electrice de respingere și a fuziona într-un nou nucleu. Ca rezultat al reacțiilor de fuziune termonucleară, se formează heliu cu o masă de 0,99 kg din hidrogen cu o greutate de 1 kg, un defect de masă Δm = 0,01 kg și se eliberează energie q = Δmc 2 = 9 10 14 J.
Acum putem estima cât vor dura rezervele de hidrogen ale Soarelui pentru a menține strălucirea observată a Soarelui, adică durata de viață a Soarelui. Rezervă de energie nucleară E = M q = 2 10 30 9 10 14 = 1,8 10 45 J. Dacă împărțim această rezervă de energie nucleară la luminozitatea solară L, atunci obținem durata de viață a Soarelui:
Dacă luăm în considerare că Soarele este format din cel puțin 70% hidrogen, iar reacțiile nucleare au loc doar în centru, în nucleul solar, a cărui masă este de aproximativ 0,1 M și unde temperatura este suficient de mare pentru a avea loc reacții termonucleare, atunci durata de viață a Soarelui și a stelelor, similară cu Soarele, va fi t ≈ 10 10 ani
Din punct de vedere vizual, stelele arată diferit pentru un observator de pe pământ: unele strălucesc mai puternic, altele mai slabe.
Cu toate acestea, acest lucru nu indică încă adevărata putere a radiației lor, deoarece stelele se află la distanțe diferite.
De exemplu, Rigelul albastru din constelația Orion are o magnitudine vizibilă de 0,11, iar cel mai strălucitor Sirius, situat în apropiere pe cer, are o magnitudine vizibilă de minus 1,5.
Cu toate acestea, Rigel emite de 2.200 de ori mai multă energie vizibilă decât Sirius și pare mai slabă doar pentru că este de 90 de ori mai departe de noi decât Sirius.
Astfel, mărimea aparentă în sine nu poate fi o caracteristică a stelei, deoarece depinde de distanță.
Adevărata caracteristică a puterii de radiație a unei stele este luminozitatea sa, adică energia totală pe care o emite steaua pe unitatea de timp.
Luminozitateîn astronomie, energia totală emisă de un obiect astronomic (planetă, stea, galaxie etc.) pe unitatea de timp. Măsurat în unități absolute: wați (W) - în Sistemul Internațional de Unități SI; erg/s – în sistemul GHS (centimetru-gram-secundă); sau în unităţi de luminozitate solară (luminozitatea solară L s = 3,86·10 33 erg/s sau 3,8·10 26 W).
Luminozitatea nu depinde de distanța până la obiect, doar magnitudinea aparentă.
Luminozitatea este una dintre cele mai importante caracteristici stelare, permițând compararea între Tipuri variate stele pe diagramele „spectru - luminozitate”, „masă - luminozitate”.
unde R este raza stelei, T este temperatura suprafeței sale, σ este constanta Stefan-Boltzmann.
Luminozitățile stelelor, trebuie menționat, sunt foarte diferite: există stele a căror luminozitate este de 500.000 de ori mai mare decât Soarele și există stele pitice a căror luminozitate este aproximativ la fel de mai mică.
Luminozitatea unei stele poate fi măsurată în unități fizice(să zicem, în wați), dar astronomii exprimă mai des luminozitățile stelelor în unități de luminozitate solară.
De asemenea, puteți exprima adevărata luminozitate a unei stele folosind magnitudine absolută.
Să ne imaginăm că am așezat toate stelele una lângă alta și că le privim de la aceeași distanță. Atunci magnitudinea aparentă nu va mai depinde de distanță și va fi determinată doar de luminozitate.
Distanța standard este de 10 ps (parsec).
Mărimea aparentă (m) pe care o stea ar avea-o la acea distanță se numește magnitudine absolută (M).
Astfel, magnitudinea absolută este o caracteristică cantitativă a luminozității unui obiect, egală cu mărimea pe care obiectul ar avea-o la o distanță standard de 10 parsecs.
Deoarece iluminarea este invers proporțională cu pătratul distanței, atunci
unde E este iluminarea creată de o stea care este la r parsec distanță de Pământ; E 0 - iluminare de la aceeași stea de la o distanță standard r 0 (10 buc).
Folosind formula lui Pogson, obținem:
m – M = -2,5lg(E/E 0) = -2,5lg(r 0 /r) 2 = -5lgr 0 + 5lgr.
asta implică
M = m + 5lgr 0 - 5lgr .
Pentru r 0 = 10 buc
M = m + 5 - 5lgr. (1)
Dacă în (1) r = r 0 = 10 buc, Acea M = m– prin definiția mărimii absolute.
Diferența dintre mărimile vizibile (m) și absolute (M) se numește modul de distanță
m - M = 5 lgr - 5 .
În timp ce M depinde doar de luminozitatea proprie a stelei, m depinde și de distanța r (în ps) până la aceasta.
De exemplu, să calculăm magnitudinea absolută pentru una dintre cele mai strălucitoare și mai apropiate stele de noi - Centauri.
Magnitudinea sa aparentă este -0,1, distanța sa este de 1,33 ps. Înlocuind aceste valori în formula (1), obținem: M = -0,1 + 5 - 5lg1,33 = 4,3.
Adică mărimea absolută a unui Centauri este aproape de mărimea absolută a Soarelui, egală cu 4,8.
De asemenea, ar trebui să se țină cont de absorbția luminii stelelor de către mediul interstelar. Această absorbție slăbește luminozitatea stelei și crește magnitudinea aparentă m.
În acest caz: m = M - 5 + 5lgr + A(r), unde termenul A(r) ia în considerare absorbția interstelară.
Luminozitate
Mărimi aparente și absolute
Wikipedia
57.Mărimea absolută și luminozitatea stelelor.
Mărimea absolută (M) este definită ca mărimea aparentă a unui obiect dacă acesta ar fi situat la 10 parsecs de observator. Mărimea bolometrică absolută a Soarelui este de +4,7.
Dacă se cunosc mărimea aparentă și distanța până la obiect, mărimea absolută poate fi calculată folosind formula:
unde d0 = 10 pc ≈ 32,616 ani lumină
În consecință, dacă mărimile aparente și absolute sunt cunoscute, distanța poate fi calculată folosind formula 
Mărimea absolută este legată de luminozitate prin următoarea relație: 
unde și este luminozitatea și mărimea absolută a Soarelui. De obicei = 1
58. Diagrama spectru-luminozitate Hertzsprung-Russell
Chiar la începutul secolului al XX-lea. Astronomul danez Hertzsprung și, ceva mai târziu, astrofizicianul american Russell au stabilit existența unei relații între tipul de spectru și luminozitatea stelelor. Această dependență este ilustrată printr-un grafic, pe o axă a căruia este reprezentată clasa spectrală, iar pe cealaltă - magnitudinea absolută. Un astfel de grafic se numește diagramă spectru-luminozitate sau diagramă Hertzsprung-Russell.
Poziția fiecărei stele într-un punct sau altul pe diagramă este determinată de ea natura fizicași stadiul de evoluție. Luminozitatea face posibilă identificarea diferitelor grupuri de stele, unite prin proprietăți fizice comune și stabilirea relației dintre unele dintre caracteristicile lor fizice și, de asemenea, ajută la rezolvarea unui număr de alte probleme. Partea superioară a diagramei corespunde stelelor cu luminozitate ridicată. Partea inferioară a diagramei este ocupată de stele cu luminozitate scăzută. Partea stângă a diagramei conține stele fierbinți, iar partea dreaptă conține stele mai reci.
În partea de sus a diagramei sunt cele mai luminoase stele, cele cu luminozitate mare. Stelele din jumătatea inferioară a diagramei au luminozitate scăzută și sunt numite pitici. Diagonala cea mai bogată în stele, care merge de la stânga la jos la dreapta, se numește secvența principală. Stelele sunt situate de-a lungul ei, de la cea mai fierbinte (în partea de sus) la cea mai rece (în partea de jos).
Stelele sunt distribuite foarte neuniform pe diagrama Hertzsprung-Russell, ceea ce corespunde existenței unei anumite relații între luminozitățile și temperaturile stelelor. Este cel mai clar exprimat pentru stelele din secvența principală. Cu toate acestea, este posibil să se identifice o serie de alte secvențe pe acesta care au o dispersie semnificativ mai mare decât cea principală. Acest lucru sugerează că unele grupuri specifice de stele au dependență individuală.
Secvențele considerate se numesc clase de luminozitate și sunt desemnate cu cifre romane de la I la VII, plasate după numele clasei spectrale. Clasificarea completă a stelelor se dovedește a depinde de doi parametri: temperatura și luminozitatea. Soarele se încadrează în clasa de luminozitate V și desemnarea spectrului său este G2V. Această clasificare acceptată în prezent a stelelor se numește ICC (Morgana, Kinana, Kelman).
Clasa de luminozitate I - supergiganți; Aceste stele ocupă partea superioară a diagramei spectru-luminozitate și sunt împărțite în mai multe secvențe.
Clasa de luminozitate II - giganți strălucitori.
Clasa de luminozitate III - giganți.
Clasa de luminozitate IV - subgiganți. Ultimele trei clase sunt situate pe diagrama dintre regiunea supergigant și secvența principală.
Clasa de luminozitate V - stele din secvența principală.
Clasa de luminozitate VI - subpitici strălucitori. Ele formează o secvență care trece sub cea principală cu aproximativ o magnitudine, începând de la clasa A0 spre dreapta.
Clasa de luminozitate VII. Pitici albi. Au luminozitate foarte scăzută și ocupă partea inferioară a diagramei.
Aparținerea unei stele la o anumită clasă de luminozitate este stabilită pe baza unor caracteristici suplimentare speciale ale clasificării spectrale.
