Які зірки мають найвищу світність. Характеристики зірки

Характеристика небесних тіл може бути дуже заплутаною. Тільки зірки мають видиму, абсолютну величину, світність та інші параметри. З останнім ми спробуємо розібратися. Що таке світність зірок? Чи має вона щось спільне з їхньою видимістю на нічному небосхилі? Яка світність у Сонця?

Природа зірок

Зірки - дуже потужні космічні тіла, що випромінюють світло. Вони утворюються з газів та пилу, в результаті гравітаційного стиску. Усередині зірок знаходиться щільне ядро, у якому відбуваються ядерні реакції. Вони й сприяють світінню зірок. Основними характеристиками світил є спектр, розмір, блиск, світність, внутрішня структура. Всі ці параметри залежать від маси конкретної зірки та її хімічного складу.

Головними «конструкторами» цих небесних тіл є гелій та водень. У меншій кількості щодо них може міститися вуглець, кисень і метали (марганець, кремній, залізо). Найбільше водню і гелію у молодих зірок, з часом їх пропорції зменшуються, поступаючись місцем іншим елементам.

У внутрішніх областях зірки ситуація дуже «гаряча». Температура в них сягає кількох мільйонів кельвінів. Тут йдуть безперервні реакції, у яких водень перетворюється на гелій. На поверхні температура набагато нижча і сягає лише кількох тисяч кельвінів.

Що таке світність зірок?

Термоядерні реакції усередині зірок супроводжуються викидами енергії. Світливістю називають фізичну величину, яка відображає, скільки саме енергії виробляє небесне тіло за певний час.

Її часто плутають з іншими параметрами, наприклад, яскравістю зірок на нічному небі. Однак яскравість або видима величина - це приблизна характеристика, яка не вимірюється. Вона багато в чому пов'язана з віддаленістю світила від Землі та описує лише те, наскільки добре зірка видно на небосхилі. Чим менша цифра цієї величини, тим більша її видима яскравість.

На відміну від неї, світність зірок – це об'єктивний параметр. Він залежить від того, де знаходиться спостерігач. Це характеристика зірки, що визначає її енергетичну потужність. Вона може змінюватись у різні періоди еволюції небесного тіла.

Наближеною до світності, але не тотожною є абсолютна Вона позначає яскравість світила, видиму спостерігачеві на відстані 10 парсек або 32,62 світлових років. Зазвичай вона використовується для обчислення світності зірок.

Визначення світності

Кількість енергії, що виділяє небесне тіло, визначається у ватах (Вт), джоулях на секунду (Дж/с) або ергах на секунду (ерг/с). Існує кілька способів знайти потрібний параметр.

Його легко обчислити за формулою L = 0,4 (Ma -M), якщо знати абсолютну величину потрібної зірки. Так, латинською літерою L позначається світність, літера М – це абсолютна зоряна величина, а Ма – абсолютна величина Сонця (4,83 Ма).

Інший спосіб передбачає великих знань про світил. Якщо нам відомі радіус (R) і температура (T ef) його поверхні, то світність можна визначити за формулою L = 4pR 2 sT 4 ef . Латинська s у разі означає стабільну фізичну величину - постійну Стефана-Больцмана.

Світність нашого Сонця дорівнює 3.839 х 10 26 Ваттам. Для простоти та наочності вчені зазвичай порівнюють світність космічного тіла саме з цією величиною. Так, існують об'єкти в тисячі або мільйони разів слабші або потужніші за Сонце.

Класи світності зірок

Для порівняння зірок між собою астрофізики використовую різні класифікації. Їх ділять за спектрами, розмірами, температурами тощо. Але найчастіше, для повнішої картини використовують відразу кілька характеристик.

Існує центральна гарвардська класифікація, заснована на спектрах, що випромінюють світила. У ній використовують латинські літери, кожна з яких відповідає конкретному кольору випромінювання (О-блакитний, В – біло-блакитний, А – білий тощо).

Зірки одного спектра можуть мати різну світність. Тому вчені розробили йєркську класифікацію, яка враховує цей параметр. Вона поділяє їх за світністю, ґрунтуючись на абсолютній величині. При цьому кожному виду зірок приписують не лише літери спектру, а й цифри, які відповідають світності. Так, виділяють:

• гіпергігантів (0);
• найяскравіших надгігантів (Ia+);
• яскравих надгігантів (Ia);
• нормальних надгігантів (Ib);
• яскравих гігантів (ІІ);
• нормальних гігантів (III);
• субгігантів (IV);
• карликів головної послідовності (V);
• субкарликів (VI);
• білих карликів (VII);

Чим більша світність, тим менше значення абсолютної величини. У гігантів та надгігантів воно позначається зі знаком мінус.

Зв'язок між абсолютною величиною, температурою, спектром, світністю зірок показує діаграма Герцшпрунга - Рессела. Вона була прийнята ще 1910 року. Діаграма поєднує гарвардську та йєркську класифікації та дозволяє розглядати та класифікувати світила більш цілісно.

Різниця у світності

Параметри зірок сильно взаємопов'язані один з одним. На світність впливає температура зірки та її маса. А вони багато в чому залежать від хімічного складу світила. Маса зірки стає тим більше, чим менше в ній важких елементів (важче водню та гелію).

Найбільшу масу мають гіпергіганти і різні надгіганти. Вони найбільш потужні та яскраві зірки у Всесвіті, але водночас і рідкісні. Карлики, навпаки, мають невелику масу і світність, але становлять близько 90% усіх зірок.

Найпотужнішою зіркою, яка відома зараз, є блакитний гіпергігант R136a1. Її світність перевищує сонячну у 8,7 мільйонів разів. Змінна зірка в сузір'ї Лебедя (Р Лебедя) перевищує світність Сонце в 630 000 разів, а S Золотої Риби перевищує цей його параметр в 500 000 разів. Одна з найменших відомих зірок 2MASS J0523-1403 має світність 0,00126 від сонячної.

Світність зірок

Світність зірок (L) частіше виражається в одиницях світності Сонця (4x ерг/с). По світності зірки розрізняються в дуже широких межах. Більшість зірок становлять "карлики", їхня світність мізерна іноді навіть у порівнянні з Сонцем. Характеристикою світності є "абсолютна величина" зірки. Є ще поняття "видима зоряна величина", яка залежить від світності зірки, кольору та відстані до неї. У більшості випадків використовують "абсолютну величину", щоб реально оцінити розміри зірок, незалежно від того, як далеко вони знаходяться. Щоб дізнатися справжню величину, просто потрібно зірки віднести на якусь умовну відстань (припустимо на 10ПК). Зірки високої світності мають негативні значення. Наприклад, видима величина сонця -26,8. На відстані 10ПК ця величина буде вже +5 (найслабші зірки видимі неозброєним оком мають величину +6).

Радіус зірок

Радіус зірок. Знаючи ефективну температуру Т ef і світність L можна обчислити радіус R зірки за формулою:

заснований на Стефана-Больцмана законі випромінювання (s - постійна Стефана). Радіуси зірки з великими кутовими розмірами можна вимірювати безпосередньо за допомогою зоряних інтерферометрів. У затемнено-подвійних зірок можуть бути обчислені значення найбільших діаметрів компонентів, виражені в частках великої півосі їхньої відносної орбіти.

Температура поверхні

Температура поверхні. Розподіл енергії у спектрах розжарених тіл неоднаковий; залежно від температури максимум випромінювання посідає різні довжини хвиль, змінюється колір сумарного випромінювання. Дослідження цих ефектів у зірки, вивчення розподілу енергії у зоряних спектрах, вимірювання показників кольору дозволяють визначати їх температуру. Температури зірок визначають також щодо відносних інтенсивностей деяких ліній у тому спектрі, що дозволяє встановити спектральний клас зірок. Спектральні класи зірок залежать від температури і зі спаданням її позначаються літерами: О, В, A, F, G, К, М. Крім того, від класу G відгалужується побічний ряд вуглецевих зірок С, а від класу К - побічна гілка S. З класу Про виділяють гарячіші зірки. Знаючи механізм утворення ліній у спектрах, температуру можна обчислити за спектральним класом, якщо відомо прискорення сили тяжіння на поверхні зірки, пов'язане із середньою щільністю її фотосфери, а, отже, і розмірами зірки (щільність може бути оцінена за тонкими особливостями спектрів). Залежність спектрального класу чи показника кольору від ефективної температури зірки називається шкалою ефективних температур. Знаючи температуру, можна теоретично розрахувати, яка частка випромінювання зірки посідає невидимі області спектра - ультрафіолетову та інфрачервону. Абсолютна зоряна величина та поправка, що враховує випромінювання в ультрафіолетовій та інфрачервоній частинах спектру, дають змогу знайти повну світність зірки.

Світність

Довгий час астрономи вважали, що різниця видимого блиску зірок пов'язана лише з відстанню до них: що далі зірка, то менш яскравою вона повинна здаватися. Але коли стали відомі відстані до зірок, астрономи встановили, що іноді більш далекі зірки мають більший видимий блиск. Отже, видимий блиск зірок залежить не тільки від їхньої відстані, а й від дійсної сили їхнього світла, тобто від їхньої світності. Світність зірки залежить від розмірів поверхні зірок і від її температури. Світність зірки виражає її справжню силу світла проти силою світла Сонця. Наприклад, коли кажуть, що світність Сиріуса дорівнює 17, це означає, що справжня сила його світла більша за силу світла Сонця в 17 разів.

Визначаючи світності зірок, астрономи встановили, що багато зірок у тисячі разів яскравіше Сонця, наприклад, світність Денеба (альфа Лебедя) – 9400. Серед зірок є й такі, які випромінюють у сотні тисяч разів більше світла, ніж Сонце. Прикладом може бути зірка, що позначається літерою S у сузір'ї Золотої Риби. Вона світить в 1 000 000 разів яскравіше Сонця. Інші зірки мають однакову або майже однакову з нашим Сонцем світність, наприклад Альтаїра (Альфа Орла) -8. Існують зірки, світність яких виражається тисячними частками, тобто їхня сила світла в сотні разів менша, ніж у Сонця.

Колір, температура та склад зірок

Зірки мають різний колір. Наприклад, Вега і Денеб - білі, Капелла -жовта, а Бетельгейзе - червона. Чим нижча температура зірки, тим вона червоніша. Температура білих зірок сягає 30 000 і навіть 100 000 градусів; температура жовтих зірок становить близько 6000 градусів, а температура червоних зірок – 3000 градусів і нижче.

Зірки складаються з розпечених газоподібних речовин: водню, гелію, заліза, натрію, вуглецю, кисню та інших.

Скупчення зірок

Зірки у великому просторі Галактики розподіляються досить поступово. Але деякі з них все ж таки накопичуються в певних місцях. Зрозуміло, і там відстані між зірками все одно дуже великі. Але через гігантські відстані такі близько розташовані зірки виглядають як зоряне скупчення. Тож їх так називають. Найвідомішим із зоряних скупчень є Плеяди у сузір'ї Тельця. Неозброєним оком у Плеядах можна розрізнити 6-7 зірок, розташованих дуже близько одна до одної. У телескоп їх видно понад сотню на невеликій площі. Це і є одне скупчення, у якому зірки утворюють більш менш відособлену систему, пов'язану загальним рухом у просторі. Діаметр цього зоряного скупчення близько 50 світлових років. Але навіть при видимій тісноті зірок у цьому скупченні вони насправді досить далекі один від одного. У цьому ж сузір'ї, оточуючи його головну - найяскравішу - червону зірку Аль-Дебаран, знаходиться інше, більш розкидане зоряне скупчення - Гіади.

Деякі зоряні скупчення в слабкі телескопи мають вигляд туманних, розмитих цяток. У сильніші телескопи ці цятки, особливо до країв, розпадаються на окремі зірки. Великі телескопи дають можливість встановити, що це тісні зоряні скупчення, що мають кулясту форму. Тому подібні скупчення отримали назву кульових. Кульових зоряних скупчень зараз відомо понад сотню. Усі вони дуже далеко від нас. Кожна з них складається із сотень тисяч зірок.

Питання про те, що являє собою світ зірок, мабуть, є одним із перших питань, з яким зіткнулося людство ще на зорі цивілізації. Будь-яка людина, що споглядає зоряне небо, мимоволі пов'язує між собою найяскравіші зірки у найпростіші постаті - квадрати, трикутники, хрести, стаючи мимовільним творцем своєї карти зоряного неба. Той самий шлях пройшли і наші предки, що ділили зоряне небо на чітко помітні поєднання зірок, звані сузір'ями. У стародавніх культурах ми знаходимо згадки про перші сузір'я, що ототожнюються із символами богів або міфами, що дійшли до нас у формі поетичних назв - сузір'я Оріона, сузір'я Гончих псів, сузір'я Андромеди і т.д. Ці назви як би символізували уявлення наших предків про вічність і незмінність світобудови, сталість та незмінність гармонії космосу.

Зірки викидають у відкритий космос величезну кількість майже повністю представленої різними видами променів. Сумарна енергія випромінювання світила, що випускається за час - це і є світність зірки. Показник світності дуже важливий вивчення світил, оскільки залежить від усіх характеристик зірки.

Перше, що варто відзначити, говорячи про світність зірки – її легко сплутати з іншими параметрами світила. Але у справі все дуже просто – треба лише знати, за що відповідає кожна характеристика.

Світність зірки (L) відображає в першу чергу кількість енергії, що випромінюється зіркою - і тому вимірюється у ВАТ, як і будь-яка інша кількісна характеристика енергії. Це об'єктивна величина: вона змінюється при переміщенні спостерігача. Цей параметр становить 3,82 × 10 26 Вт. Показник яскравості нашого світила часто використовується для вимірювання світності інших зірок, що куди зручніше для зіставлення - тоді він відзначається як L☉, (☉- це графічний символ Сонця.)

Очевидно, що найбільш інформативною та універсальною характеристикою серед перелічених вище є світність. Так як цей параметр відображає інтенсивність випромінювання зірки найбільш докладно, за його допомогою можна дізнатися багато характеристик зірки - від розміру та маси до інтенсивності.

Світність від А до Я

Джерело випромінювання у зірці шукати довго не доводиться. Вся енергія, яка може залишити світило, створюється в процесі термоядерних реакцій синтезу . Атоми водню, зливаючись під тиском гравітації в гелій, вивільняють величезну кількість енергії. А в зірках помасивніше «горить» не тільки водень, а й гелій - часом навіть масивніші елементи, аж до заліза. Енергії тоді виходить у рази більше.

Кількість енергії, що виділяється під час ядерної реакції, безпосередньо залежить від - чим вона більша, тим сильніше гравітація стискає ядро ​​світила, і тим більше водню одночасно перетворюється на гелій. Але не одна ядерна енергія визначає світність зірки – адже її треба ще випромінювати назовні.

І тут входить у гру площу випромінювання. Її вплив у процесі передачі енергії дуже велике, що легко перевіряється навіть у побуті. Лампа розжарювання, нитка якої нагрівається до 2800 ° C, за 8 годин роботи істотно не змінить температуру в приміщенні - а звичайна батарея температурою 50-80 ° C зможе прогріти кімнату до відчутної задухи. Різницю в ефективності зумовлюють відмінності у кількості поверхні, що випромінює енергію.

Співвідношення площі ядра зірки та її часто буває порівнянно з пропорціями нитки лампочки та батареї – діаметр ядра може становити лише одну десятитисячну загального діаметра зірки. Таким чином, світність зірки серйозно впливає площу її випромінюючої поверхні - тобто поверхні самої зірки. Температура тут виявляється менш істотною. Напруження поверхні зірки на 40% менше температури фотосфери Сонця - але через великі розміри, її світність перевищує сонячну в 150 разів.

Виходить, у обчисленнях світності зірки роль розмірів важливіша за енергію ядра? Насправді ні. Блакитні гіганти з високою світністю і температурою мають схожу світність з червоними надгігантами, які набагато більше розмірами. Крім того, наймасивніша і одна з найбільш гарячих зірок, має найвищу яскравість серед усіх відомих зірок. До відкриття нового рекордсмена, це ставить крапку в дискусії про найважливіший для світності параметр.

Використання світності в астрономії

Таким чином, світність досить точно відображає як і енергію зірки, так і площу її поверхні – тому вона задіяна у багатьох класифікаційних діаграмах, що використовуються астрономами для порівняння зірок. Серед них варто виділити діаграму

Уявіть, що десь у морі в нічній темряві тихо мерехтить вогник. Якщо досвідчений моряк не пояснить вам, що це, ви часто і не дізнаєтеся: чи перед вами ліхтарик на носі шлюпки, що проходить, чи то потужний прожектор далекого маяка.

У тому ж положенні в темну ніч знаходимося і ми, дивлячись на мерехтливі зірки. Їх видимий блиск залежить і від їхньої справжньої сили світла, званої світністю, і від їхньої відстані до нас. Тільки знання відстані до зірки дозволяє підрахувати її світність у порівнянні із Сонцем. Приміром, світність зірки, вдесятеро менш яскравої насправді, ніж Сонце, виразиться числом 0,1.

Справжню силу світла зірки можна висловити ще інакше, обчисливши, якої зоряної величини вона б нам здавалася, якби вона знаходилася від нас на стандартній відстані в 32,6 світлового року, тобто на такій, що світло, що мчить зі швидкістю 300 000 км /Сік, пройшов би його за цей час.

Прийняти таку стандартну відстань виявилося зручним для різних розрахунків. Яскравість зірки, як і будь-якого джерела світла, змінюється обернено пропорційно квадрату відстані від нього. Цей закон дозволяє обчислювати абсолютні зоряні величини чи світності зірок, знаючи відстань до них.

Коли відстані до зірок стали відомі, ми змогли обчислити їх світності, тобто змогли як би побудувати в одну шеренгу і порівнювати один з одним в однакових умовах. Треба зізнатися, що результати виявилися вражаючими, оскільки раніше припускали, що всі зірки схожі на наше Сонце. Світливості зірок виявилися разюче різноманітними, і їх у нашій шерензі не порівняти ні з якою шеренгою піонерів.

Наведемо лише крайні приклади світності у світі зірок.

Найслабшою з відомих довго була зірка, яка в 50 тисяч разів слабша за Сонце, і її абсолютна величина світності: +16,6. Однак, згодом були відкриті і ще слабші зірки, світність яких, порівняно з сонцем, менша в мільйони разів!

Розміри в космосі оманливі: Денеб із Землі сяє яскравіше за Антареса, а ось Пістолет — не видно зовсім. Тим не менш, спостерігачеві з нашої планети і Денеб і Антарес здаються просто незначними точками порівняно з Сонцем. Наскільки це невірно можна судити за простим фактом: Пістолет випускає за секунду стільки ж світла, скільки Сонце за рік!

На іншому краю шеренги зірок стоїть "S" Золотої Риби, видима лише у країнах Південної півкулі Землі як зірочка (тобто навіть видима без телескопа!). Насправді вона в 400 тисяч разів яскравіша за Сонце, і її абсолютна величина світності: -8,9.

Абсолютнавеличина світності нашого Сонця дорівнює +5. Не так уже й багато! З відстані 32,6 світлового року ми б його погано бачили без бінокля.

Якщо яскравість звичайної свічки прийняти за яскравість Сонця, то в порівнянні з нею «S» Золотої Риби буде потужним прожектором, а найслабша зірка слабша за найжалюгідніший світлячок.

Отже, зірки - це далекі сонця, але їхня сила світла може бути зовсім іншою, ніж у нашого світила. Образно кажучи, міняти наше Сонце на інше треба було б з оглядом. Від світла одного ми засліпли б, при світлі іншого бродили б, як у сутінках.

Зоряні величини

Оскільки очі є першим інструментом при вимірах, ми повинні знати прості правила, яким підкоряються наші оцінки блиску джерел світла. Наша оцінка відмінності у блиску є скоріше відносною, ніж абсолютною. Порівнюючи дві слабкі зірки, бачимо, що вони помітно відрізняються один від одного, але для двох яскравих зірок така ж відмінність у блиску залишається нами непоміченим, так як воно мізерно порівняно із загальною кількістю випромінюваного світла. Іншими словами, наші очі оцінюють відносне, а не абсолютневідмінність у блиску.

Гіппарх вперше поділив видимі простим оком зірки на шість класів, відповідно до їхнього блиску. Пізніше це правило дещо покращили не змінюючи самої системи. Класи зоряних величин розподілили так, щоб зірка 1-ї величини (середня з 20) давала у сто разів більше світла, ніж зірка 6-ї величини, яка знаходиться на межі видимості для більшості людей.

Різниця в одну зіркову величину дорівнює квадрату числа 2,512. Різниця у дві величини відповідає 6,31 (2,512 у квадраті), у три величини-15,85 (2,512 у третьому ступені), у чотири-39,82 (2,512 у четвертому ступені), а в п'ять величин-100 (2,512 у п'ятого ступеня).

Зірка 6-ї величини дає нам у сто разів менше світла, ніж зірка 1-ї величини, а зірка 11-ї величини у десять тисяч разів менша. Якщо взяти зірку 21-ї величини, її блиск буде менше 100 000 000 раз.

Як зрозуміло — абсолютна і відносна заїзна величина,
речі зовсім не можна порівняти. Для «відносного» спостерігача з нашої планети Денеб у сузір'ї Лебедя виглядає приблизно так. А насправді всієї орбіти Землі ледь вистачило б, щоб повністю вмістити коло цієї зірки.

Щоб правильно класифікувати зірки (а вед всі вони відрізняються один від одного), потрібно ретельно стежити за тим, щоб уздовж всього інтервалу між сусідніми зоряними величинами підтримувалося відношення блиску, що дорівнює 2,512. Простим оком зробити таку роботу неможливо, потрібні спеціальні інструменти, за типом фотометрівПікерінгу, які використовують як еталон Полярну Зірку або навіть «середню» штучну зірку.

Також для зручності вимірів необхідно послабити світло дуже яскравих зірок; цього можна досягти або поляризаційним пристроєм, або за допомогою фотометричного клина.

Чисто візуальними методами навіть за допомогою великих телескопів не можна поширити нашу шкалу зоряних величин на слабкі зірки. Крім того, візуальні методи вимірювання повинні (і можуть) проводитися безпосередньо у телескопа. Тому від чисто візуальної класифікації в наш час вже відмовилися, і використовують метод фотоаналізу.

Як можна порівняти кількості світла, одержувані фотопластинкою від двох зірок різного блиску? Щоб вони здавалися однаковими, необхідно послабити світло від яскравішої зірки на відому величину. Найпростіше зробити це, поставивши діафрагму перед об'єктивом телескопа. Кількість світла, що потрапляє в телескоп, змінюється в залежності від площі об'єктива, тому можна точно виміряти ослаблення світла будь-якої зірки.

Виберемо якусь зірку як стандартну і сфотографуємо її з отвором телескопа. Потім визначимо, яким отвором потрібно користуватися при даній експозиції, щоб при зйомці яскравішої зірки отримати таке саме зображення, як і в першому випадку. Відношення площ зменшеного та повного отворів дає відношення блиску двох об'єктів.

Такий метод вимірювання дає похибку всього 0,1 зоряної величини для будь-якої зірок в інтервалі від 1-ї до 18-ї зіркової величини. Отримані таким чином зіркові величини називаються фотовізуальними.