Светимость звезд
Светимость звёзд (L) чаще выражается в единицах светимости Солнца (4x эрг/с). По светимости звёзды различаются в очень широких пределах. Большинство звёзд составляют "карлики", их светимость ничтожна иногда даже по сравнению с Солнцем. Характеристикой светимости является "абсолютная величина" звезды. Есть ещё понятие "видимая звёздная величина", которая зависит от светимости звезды, цвета и расстояния до неё. В большинстве случаев используют "абсолютную величину", чтобы реально оценить размеры звёзд, независимо как далеко они находятся. Чтобы узнать истинную величину, просто нужно звёзды отнести на какое- то условное расстояние (допустим на 10ПК). Звёзды высокой светимости имеют отрицательные значения. На пример видимая величина солнца -26,8. На расстоянии в 10ПК эта величина будет уже +5 (самые слабые звёзды видимые невооружённым глазом имеют величину +6).
Радиус звезд
Радиус звезд. Зная эффективную температуру Т ef и светимость L, можно вычислить радиус R звезды по формуле:
основанной на Стефана-Больцмана законе излучения (s - постоянная Стефана). Радиусы звезды с большими угловыми размерами могут быть измерены непосредственно с помощью звёздных интерферометров. У затменно-двойных звезд могут быть вычислены значения наибольших диаметров компонентов, выраженные в долях большой полуоси их относительной орбиты.
Температура поверхности
Температура поверхности. Распределение энергии в спектрах раскалённых тел неодинаково; в зависимости от температуры максимум излучения приходится на разные длины волн, меняется цвет суммарного излучения. Исследование этих эффектов у звезды, изучение распределения энергии в звёздных спектрах, измерения показателей цвета позволяют определять их температуры. Температуры звезд определяют также по относительным интенсивностям некоторых линий в их спектре, позволяющим установить спектральный класс звезд. Спектральные классы звезд зависят от температуры и с убыванием её обозначаются буквами: О, В, A, F, G, К, М. Кроме того, от класса G ответвляется побочный ряд углеродных звёзд С, а от класса К - побочная ветвь S. Из класса О выделяют более горячие звезды. Зная механизм образования линий в спектрах, температуру можно вычислить по спектральному классу, если известно ускорение силы тяжести на поверхности звезды, связанное со средней плотностью её фотосферы, а, следовательно, и размерами звезды (плотность может быть оценена по тонким особенностям спектров). Зависимость спектрального класса или показателя цвета от эффективной температуры звезды называется шкалой эффективных температур. Зная температуру, можно теоретически рассчитать, какая доля излучения звезды приходится на невидимые области спектра - ультрафиолетовую и инфракрасную. Абсолютная звёздная величина и поправка, учитывающая излучение в ультрафиолетовой и инфракрасной частях спектра, дают возможность найти полную светимость звезды.
Важной «инструментальной» характеристикой коллайдера является его светимость ; чем она больше, тем чаще происходят столкновения частиц из встречных пучков. Светимость зависит от количества частиц в каждом пучке и от того, насколько плотно частицы собраны, то есть насколько хорошо пучок сфокусирован в точке столкновений.
Светимость L выражается в см –2 ·с –1 . Для того чтобы узнать, как часто будет происходить какой-то процесс на данном коллайдере, надо умножить сечение процесса на светимость коллайдера. Например, при проектной светимости LHC, равной 10 34 см –2 ·с –1 , процесс рождения хиггсовского бозона с массой 200 ГэВ, имеющий сечение 20 pb (= 2·10 –35 см 2), будет происходить со средней частотой один раз в пять секунд.
Часто используют также интегральную светимость (или интеграл светимости), то есть светимость, умноженную на время работы ускорителя. Ее обычно выражают в обратных пикобарнах (pb –1) или обратных фемтобарнах (fb –1 ; 1 fb –1 = 1000 pb –1) . Например, коллайдер со светимостью 10 34 см –2 ·с –1 , проработав в течение «стандартного ускорительного года» (10 миллионов секунд, что примерно равно четырем месяцам), наберет интегральную светимость 100 fb –1 . Это значит, что какой-нибудь редкий процесс с сечением 1 fb, произойдет за это время примерно 100 раз (однако из-за неидеальной эффективности детектора количество реально зарегистрированных событий будет, конечно, меньше).
Методы повышения светимости
Частицы в кольцевом ускорителе летают не сплошным потоком, а разбиты на отдельные компактные сгустки (на жаргоне - «банчи», от английского bunch - сгусток). Существует несколько возможностей для увеличения светимость ускорителей:
- Увеличение частиц в каждом сгустке. Тут есть естественный предел: одноименно заряженные частицы расталкиваются, и потому слишком много частиц в одном сгустке просто не удержишь.
- Увеличение количества сгустков. По этому пути пошли разработчики LHC - при проектной светимости в нём будут циркулировать по 2808 сгустков в каждом из двух встречных пучков. Время между столкновениями сгустков будет составлять всего 25 нс. Это накладывает очень жесткие требования на параметры детектора и электронику, считывающую данные, - ведь за эти 25 нс надо успеть не только зарегистрировать рожденные частицы, но и передать компьютерам всю собранную информацию, а также «очистить» детектор, подготовив его к приему новой порции частиц.
- Сжатие сгустков. Из-за сильного электрического расталкивания сгустки летают по ускорительному кольцу в довольно разреженном состоянии, и только вблизи точек столкновения их сильно сжимают специальные фокусирующие магниты. Правда, минимально достижимый поперечный размер сгустка зависит не только от свойств этого магнита, но и от того, насколько сильно «бултыхаются» частицы внутри сгустка при его движении в ускорителе. Для подавления этого бултыхания пучки требуется охлаждать.
Следует отметить, что далеко не всегда нужно стремиться к максимально возможной светимости. Дело в том, что если в каждом сгустке будет очень много частиц, то при каждом столкновении двух встречных сгустков будет одновременно происходить несколько независимых протон-протонных столкновений. Детектор будет видеть наложенные друг на друга следы сразу всех этих столкновений, и разобраться в них будет еще тяжелее, чем в случае одного-единственного столкновения. Это нежелательное, но неизбежное при высокой светимости явление называется эффектом нагромождения (pile-up ).
Я долго стоял неподвижно,
В далекие звезды вглядясь, -
Меж теми звездами и мною
Какая-то связь родилась.
Я думал…не помню, что думал;
Я слушал таинственный хор,
И звезды тихонько дрожали,
И звезды люблю я с тех пор.
А. Фет
Урок 9/26
Тема: Двойные звезды
Цель: Рассмотреть понятие и различные виды двойных звезд: визуальные, спектральные, затменные, астрометрические. Рассмотреть способы определения масс звезд в двойных системах
Задачи
:
1. Обучающая
: Ввести понятия: двойная звезда (визуально-двойная, спектрально-двойная), затменно-двойная звезда (ее кривая блеска, период, амплитуда), звезды-гиганты, сверхгиганты, карлики, белые карлики, компоненты двойной звезды. Объяснить, в чем заключается эффект Доплера. Изложить сущность определения масс звезд на основе обобщенного третьего закона Кеплера и показать, как это делается на конкретных примерах. Показать, как интерпретируется кривая блеска затменно-двойной звезды и как по этой кривой определяют период и изменение блеска затменно-двойной звезды.
2. Воспитывающая
: Акцентировать внимание учащихся на том, что размеры (и средние плотности звезд) меняются в широких, а массы - в ограниченных пределах. Указать, что Солнце по своим физическим характеристикам (размерам, массе, средней плотности, а также по температуре, цвету, спектру и химическому составу) ничем особенным не выделяется среди множества других звезд. Подчеркнуть, что выяснение природы звезд - один из примеров познаваемости мира. Отметить, что открытие двойных звезд астрономы успешно используют не только для определения их размеров и масс (причем масса - важнейшая физическая характеристика звезды, связанная с ее светимостью; от массы зависит также темп и характер эволюции звезды) но и для поиска таких экзотических объектов, как черные дыры. На примере физического состояния, в котором находится вещество белых карликов, отметить возможность использования Вселенной в качестве «физической лаборатории». Обосновать идею о всемирности закона тяготения Ньютона (и законов Кеплера).
3. Развивающая
: Важны следующие главные положения: во-первых, существование возможности определения радиусов и массы звезд с помощью соответствующих методов (причем масса звезды - ее важнейшая физическая характеристика), во-вторых, сумма знаний, полученных на предыдущем и данном уроках, позволяет заключить, что Солнце - рядовая звезда. Продолжить формирование умения работать с иллюстрациями. Использовать возможность создания эмоциональной ситуации, сообщая данные об экстремальных размерах и средних плотностях звезд. Учащимся, интересующимся астрономией, предложить подготовить реферат, составить презентацию.
Знать:
1-й уровень
(стандарт) - понятие двойных звезд и иметь представление о различных типах двойных звезд. Способ определения масс двойных звезд.
2-й уровень -
понятие двойных звезд и иметь представление о различных типах двойных звезд. Способ определения масс двойных звезд.
Уметь:
1-й уровень
(стандарт) - определять вид двойных звезд и рассчитывать их массу.
2-й уровень
- определять вид двойных звезд и рассчитывать их массу.
Оборудование: Таблицы: звезды, двойные звезды, карта звездного неба, звездный атлас, диаграмма на каждом столе “спектр-светимость”. Д/ф “Звезды”, “Природа звезд”. К/ф “Двойные звезды”, Диапозитивы. CD- "Red Shift 5.1" или фотографии и иллюстрации астрономических объектов из мультимедийного диска «Мультимедиа библиотека по астрономии», коллекция ЦОР.
Межпредметные связи: Закон Всемирного тяготения. Гравитационные силы. Движение под действием силы тяжести (физика, VIII кл). Математика (построение и анализ графиков вычисления, необходимых для решения задач), обществоведение (познаваемость мира и его закономерностей).
Ход урока:
1. Повторение материала
Экспресс-опрос
(перед собой иметь диаграмму“спектр-светимость”, используется для показа мультимедийный проектор). Оценивается каждый ученик по количеству правильных ответов (по ходу отмечается отдельным учеником в подготовленном списке-таблице). На каждый вопрос для ответа отводится не более 1 сек. Продолжительность экспресс-опроса 10 минут. Итак вопросы
.
.jpg)
II. Новый материал.
1. Двойная звезда
- две звезды, обращающиеся по эллиптическим орбитам вокруг общего центра масс под действием сил тяготения.
Приблизительно половина всех ”звезд" на самом деле - двойные или кратные (несколько, не менее 3-х звезд) системы, хотя многие из них расположены так близко, что компоненты по отдельности наблюдать невозможно.
Существуют Оптически двойные
- рядом проецируются на воображаемую сферу, но физически не связаны. Так в древности у легионеров А.Македонского
проверяли зрение по Дзета (ζ) Большой Медведицы (Мицар -конь, предпоследняя в ручке ковша, 78 св.г, 2,23 m) оптически двойной звезды в 12" от нее 80 UMa (Алькор - всадник, 81,2 св.г, 4,02 m). Может они физически и связаны, но если период обращения очень большой. Зато при наблюдении в телескоп Мицар сам по себе виден как двойная звезда, включающая Мицар A и Мицар B. Мицар B имеет звёздную величину 4.0 и спектральный класс A7, расстояние между Мицаром A и Мицаром B — 380 а.е., период обращения — несколько тысяч лет.
Обнаружена первая двойная звезда
, увиденная в телескоп, гамма Овна (γ Овен) - 
физически двойная звезда, оба компонента бело-голубые звезды с Т≈11000К, находящиеся на угловом расстоянии 8" и имеющие видимую звездную величину 4,7 m и 4,8 m . На всякий случай даже для Солнца придуман (но не обнаружен) гипотетический спутник-звезда Немезида. По методу обнаружения, двойные звезды подразделяются на несколько типов.
Изучение двойных звезд началось в середине 17в, когда Г. Галилей
(1564-1642, Италия) открыл несколько звезд и предложил метод определения относительного параллакса яркой главной звезды по отношению к более слабой и поэтому, вероятно, более далёкой. К середине 18в было обнаружено всего около 20 двойных звезд; тогда же начались и первые измерения позиционного угла и расстояния между компонентами. К 1803 году У. Гершель
(1738-1822, Англия) опубликовал списки нескольких сотен двойных звезд и отметил среди них 50, у которых обнаружилось смещение компонентов. В дальнейшем наблюдения двойных звезд продолжил сын Вильяма - Джон Гершель
(1792-1871, Англия), перенесший свой телескоп в Южную Африку. В Европе планомерные наблюдения двойных звезд организовал русский астроном В. Я. Струве
(1793-1864, Россия) на обсерватории в Тарту. В 1824 году Струве применил для своих наблюдений телескоп-рефрактор с объективом Фраунгофера диаметром D=24 см и фокусным расстоянием F=410 см (D/F=24/410) на экваториальной установке с часовым механизмом, который можно считать прототипом современных телескопов-рефракторов. С новым инструментом Струве открыл 3134 звездные пары. Результаты его наблюдений опубликованы в трех каталогах, из которых наибольшей известностью пользуется каталог "Двойные и кратные звезды, измеренные микрометрически", опубликованный в 1837 году на 2714 двойных звезд для которых измерил положение спутников.
В конце XIX века инициативу в исследованиях двойных звезд перехватили американские астрономы, использовавшие в своих наблюдениях новейшие рефракторы высшего класса с объективами Кларка: рефрактор обсерватории Дирборн с диаметром объектива D=47 см, рефрактор Вашингтонской морской обсерватории (D=65 см) и рефрактор Ликской обсерватории (D=91 см). Заслугой американских астрономов было то, что они не только наблюдали двойные звезды, но собрали и систематизировали громадный наблюдательный материал по этим звездам. Эта работа воплощена в "Общем каталоге 13665 звезд" Ш.У. Бернхема
(1906 год), охватывающем все известные к тому времени наблюдения двойных звезд в зоне склонений от -30° до Северного полюса. В новое время эта традиция продолжена американским астрономом Р.Дж. Айткеном
, создавшим "Новый общий каталог 17180 двойных звезд" (1934 год) и астрономами Ликской обсерватории Г.М. Джефферсом
и В.Х. ван ден Босом
, составившими "Индекс каталог 64247 двойных звезд" (1961 год). В новое время наблюдения визуально-двойных звезд продолжались во многих странах мира как прежними, визуальными, так и новыми, фотографическими и фотоэлектрическими методами.
На сегодняшний день одним из самых полных сборников является Вашингтонский каталог визуально-двойных звезд (обозначаются порядковым номером с приставкой WDS - Washington Double Star). Впервые появившись в 1984 году, каталог насчитывал 73610 двойных звезд всего неба, для которых имелось хотя бы одно точное измерение, опубликованное до 1983 года. В 1996 году появилась обновленная версия WDS, в которой уже можно найти данные о 78100 двойных, наблюденных до 1995 года. В окрестностях Солнца (d<20 пк) находится более 3000 звезд, среди них около половины - двойные звезды всех типов, включая тесные спектральные и широкие визуальные.
Самая быстрая двойная система - двойная система J0806+1527 (звезды 21-й величины в созвездии Рака) - орбитальный период 321.5 секунды (5.4 минуты). Система состоит из двух белых карликов на расстоянии 80 тыс км друг от друга (почти в 5 раз ближе, чем Луна от Земли). Скорость вращения компонентов по орбите - около 1500 км в секунду (5 млн км в час).
2. Типы двойных (физически двойных) звезд:
кратная звезда
1. Визуально-двойные
звезды, двойственность которых может быть видна в телескоп. На сегодняшний день в каталогах WDS и CCDM свыше 78 000 и 110 000 объектов соответственно, то только у нескольких сотен можно вычислить орбиту, и у менее чем сотни объектов орбита известна с достаточной точностью, для того чтобы получить массу компонентов.
Чем дальше звезды друг от друга, тем медленнее движутся. Пары, в которых угловое расстояние достаточно велико для того, чтобы звезды можно было разрешить при наблюдении в телескоп, часто имеют период обращения 50 -100 лет. Например:
СИРИУС
(α Большого Пса) - самая яркая звезда
видимая у нас на небе. Это тройная звезда в 8,56св. годах от нас. Системы из более чем двух звезд называют кратными.
Сириус А
-главная звезда в расцвете сил, М А =2,14М ¤
, R А =1,7R ¤
, Т=10400К, L=23,55L ¤
, ρ А =0,36г/см 3 .
Сириус В
(Щенок) -белый карлик, открыт в 1862г А.Кларк (США) М В =М ¤
, R В =0,02R ¤
, L=0,002L ¤
,ρ В =180г/см 3 . Период обращения 49,9 лет с удалением от Сириуса А от 8а.е до 32а.е. На фото справа маленькая светлая точка.
Было в 1995г сообщение об открытии Сириуса С???
-красно-коричневый карлик, М С =0,05М ¤
, Т=2000К, период обращения 6,3 года с максимальным удалением от Сириуса А до 8а.е., но пока не подтвердилоcь.
2. Спектрально-двойные звёзды
- выявляемые по периодическим колебаниям или раздвоению спектральных линий. Поскольку члены двойной системы движутся по орбитам, их скорость по отношению к Земле регулярно изменяется. Вариация скорости приводит к изменению длин волн в объединенном спектре системы (так называемый доплеровский эффект). Изучение таких спектров позволяет выяснить детали строения звезд и их орбит. Эти двойные звезды распознаются только спектроскопическими методами. Их периоды обычно составляют от нескольких дней до нескольких недель. Иногда компоненты двойных систем расположены так близко, что гравитация искажает сферическую форму звезд. Они могут обмениваться веществом и могут быть окружены общей газовой оболочкой. Когда потоки вещества устремляются к компактной вращающейся звезде двойной системы, может образоваться аккреционный диск. Освободившаяся энергия излучается в рентгеновском диапазоне.
Первую Мицар
(ζ Б.Медведицы), находящуюся в 78,2 св.г от нас, открыл Э.Пикеринг
(1889г, США) - Мицар А и Мицар В, а в 1964г выяснилось, что каждая звезда спектрально-двойная (кстати и Алькор также является спектрально-двойной). К 1980г уже было открыто более 2500 звезд, а сейчас в нашей Галактике обнаружено свыше 4000 звёзд этого класса. Определённые периоды спектрально-двойных звёзд заключены в пределах от 0.1084 сут. (гамма Малой Медведицы) до 59.8 лет (визуально двойная кси Большой Медведицы). Подавляющее большинство спектрально-двойных звёзд имеет периоды порядка нескольких суток. Самый известный и самый обширный каталог «SB9» (от англ Spectral Binaries). На данный момент в нем 2839 объектов. На рисунке
условный пример раздвоения и смещения линий в спектрах спектрально-двойных звёзд.
3. Затменные двойные звёзды
- изменяющие свой блеск вследствие затмения одного компонента двойной звезды. Это происходит, если орбиты двойной системы сориентированы в пространстве так, что при наблюдении с Земли одна звезда проходит перед другой. Такая система имеет переменную яркость, так как одна звезда периодически заслоняет свет другой. Сейчас известно более 5000 таких звезд. Самая известная и первая открытая в 1669г итальянцем Г. Монтанари
(1632-1687) Алголь
(β Персея, арабское "эль гуль" - дьявол). Алголь А - бело-голубая, М А =5М ¤
, R А =3R ¤
. Алголь В - тускло-желтая, М В =М ¤
, R В =3,2R ¤
. Видимая яркость системы меняется от 2,1 m до 3,4 m c периодом 12,914 дня=12дн20час48мин53с. Период установил в 1782г Дж. Гудрайк
, который в 1783г верно объяснил причину изменения блеска. В 1784 году Гудрайк открывает вторую затменную звезду - β Лиры. Ее период 12 суток 21 час и 56 минут, и, в отличие от Алголя, блеск изменяется плавно. В 1911 русский астроном С. Н. Блажко
(1870-1956) разработал первый общий метод вычисления орбит затменно-двойных звёзд. В 1970 году известный советский астроном П. Н. Холопов
впервые обнаружил пульсирующую переменную звезду типа RR Лиры в затменно-двойной системе. Эта двойная система с периодом чуть более двух суток принадлежит карликовой сферической галактике в созвездии Малой Медведицы.
Рекорцменом среди затменно-двойных звезд является ε Возничего
в 2700R ¤
- 5,7 млрд. км. При периоде обращения спутника вокруг главной звезды за 27 лет, его затмение длится два года, что говорит об огромном размере главной звезды. А по прохождении света спутника через атмосферу главной звезды можно исследовать строение атмосферы главной звезды.
А самое глубокое затмение наблюдается у катаклизмической переменной (затменного поляра) J0155+0028 в созвездии Кита, который каждые 87 минут гаснет на 5 звездных величин (с 15.0m до 20.0m), то есть в 100 раз! Затмения открыты в августе 2002 года аспиранткой Санкт-Петербургского Университета Дарьей Дубковой с коллегами Надеждой Кудрявцевой и Анти Хирв.
Из анализа кривых блеска затменно-переменных звезд можно:
- определить период обращения T;
- определить параметры орбит компонентов (эксцентриситет орбиты e, долготу периастра ω и другие параметры);
- оценить массы компонентов;
- оценить радиус звезд R 1 и R 2
4. Астрометрически двойные
- выявляются по отклонению в движении (колебаниям) главной звезды, вызванное орбитальным движением более слабого спутника. Если одна звезда намного слабее другой (невидимый спутник), ее присутствие можно обнаружить только по видимому движению более яркого компаньона. Этот способ, как и исследование спектральных смещений, позволяет определить наличие планетных систем у звезд (открыты у более 180 звезд).
Некоторые звёздные системы:
3. Определение масс звезд в двойных системах
 |
Хотя двойных звезд много, но надежно определены их орбиты примерно только для сотни. Используя третий (уточненный) закон Кеплера получим Двойные звёзды (физические двойные). П.Г Куликовский
|
| Из рисунка А=а"r=a"/π" | и учитывая, что Т ¤ =1 и а=1, а массой Земли можно пренебречь, получим в солнечных массах М 1 +М 2 =А 3 :Т 2 . Или, учитывая соотношение из рисунка, получим М 1 +М 2 =a 3 /π 3 Т 2 .Чтобы определить массу каждой звезды, надо определить расстояние до каждой звезды от центра масс (А=А 1 +А 2 ) и тогда получим второе уравнение М 1 :М 2 =А 2 :А 1 . Решая систему двух уравнений, можно определить массу каждой звезды. |
|
Исследование масс двойных звезд показало, что они заключены в пределах от 0,3 до 60 масс Солнца. При этом большинство звезд имеют массы от 0,3 до 3 масс Солнца. |
|
III Закрепление материала
1. По рис. 85
- максимум блеска, минимум блеска
- период колебаний блеска
- какова амплитуда изменение блеска?
- за какое время блеск изменится от минимума к максимуму?
2. Пример №12
. Просмотреть, записать решение и найти массу каждой звезды, если их отношение 2:1.
3. Задача:
(самостоятельно) Период обращения двойной звезды 100 лет. Большая полуось видимой орбиты 2", параллакс звезды 0,05". Звезды отстоят от центра масс на расстоянии, относящихся как 1:4. Определит сумму масс и массу каждой звезды. (из формулы М 1 +М 2 =a 3 /π 3 Т 2 М 1 +М 2 = 2 3 /0,05 3 100 2 =6,4М ¤
, в частях 1+4=5, отсюда на одну часть приходится 6,4М ¤
:5=1,28М ¤
тогда компоненты имеют массы 1,28М ¤
и 4 . 1,28М ¤
=5,12М ¤
).
Итог урока
1. Какие звезды называют двойными?
2. Назовите виды двойных звезд.
3. Как можно определить массу звезд в двойных системах?
4. Оценки.
Дома: §26, вопросы стр. 145- 146, стр.153 (п.2-7), реферат (презентация) для интересующихся астрономией.
| «Планетарий» 410,05 мб | Ресурс позволяет установить на компьютер учителя или учащегося полную версию инновационного учебно-методического комплекса "Планетарий". "Планетарий" - подборка тематических статей - предназначены для использования учителями и учащимися на уроках физики, астрономии или естествознания в 10-11 классах. При установке комплекса рекомендуется использовать только английские буквы в именах папок. | ||
| Демонстрационные материалы 13,08 мб | Ресурс представляет собой демонстрационные материалы инновационного учебно-методического комплекса "Планетарий". | 140,6 кб
Звезды выбрасывают в открытый космос громадное количество , 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.
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. Это объективная величина: она не меняется при перемещении наблюдателя. У этот параметр составляет 3,82 × 10 26 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.)
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 .
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 . 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 - 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 часто бывает соизмеримо с пропорциями нити лампочки и батареи - поперечник ядра 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 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 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, 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
