Luminositas bintang. Luminositas bintang, jari-jari bintang, suhu permukaan - fitur astronomi bintang Cara menghitung luminositas rumus bintang

Aku berdiri tak bergerak untuk waktu yang lama
Mengintip ke bintang-bintang yang jauh, -
Antara bintang-bintang itu dan aku
Beberapa jenis koneksi lahir.
Saya pikir ... saya tidak ingat apa yang saya pikirkan;
Saya mendengarkan paduan suara yang misterius,
Dan bintang-bintang diam-diam gemetar
Dan aku suka bintang-bintang sejak itu.
A. Fet

Pelajaran 26/9

Tema: Bintang ganda

Target: Pertimbangkan konsep dan berbagai jenis bintang biner: visual, spektral, gerhana, astrometri. Pertimbangkan cara untuk menentukan massa bintang dalam sistem biner

tugas :
1. pendidikan: Perkenalkan konsep: bintang ganda (ganda visual, ganda spektroskopi), bintang ganda gerhana (kurva cahayanya, periode, amplitudo), bintang raksasa, raksasa super, katai, katai putih, komponen bintang biner. Jelaskan apa yang dimaksud dengan efek Doppler! Jelaskan esensi penentuan massa bintang berdasarkan hukum ketiga umum Kepler dan tunjukkan bagaimana hal ini dilakukan dengan menggunakan contoh-contoh spesifik. Tunjukkan bagaimana kurva cahaya biner gerhana ditafsirkan dan bagaimana kurva ini digunakan untuk menentukan periode dan variasi kecerahan biner gerhana.
2. Asuhan: Tekankan kepada siswa bahwa ukuran (dan kepadatan rata-rata bintang) sangat bervariasi dan massa bervariasi dalam batas yang terbatas. Tunjukkan bahwa Matahari, dalam hal karakteristik fisiknya (ukuran, massa, kerapatan rata-rata, serta suhu, warna, spektrum, dan komposisi kimia), sama sekali tidak menonjol dari banyak bintang lainnya. Tekankan bahwa klarifikasi sifat bintang adalah salah satu contoh kemampuan dunia untuk dikenali. Perhatikan bahwa para astronom berhasil menggunakan penemuan bintang ganda tidak hanya untuk menentukan ukuran dan massanya (selain itu, massa adalah karakteristik fisik paling penting dari sebuah bintang, terkait dengan luminositasnya; laju dan sifat evolusi bintang juga bergantung pada massanya. ) tetapi juga untuk mencari benda-benda eksotis seperti lubang hitam. Dengan menggunakan contoh keadaan fisik di mana substansi katai putih berada, perhatikan kemungkinan menggunakan Alam Semesta sebagai "laboratorium fisik". Perkuat gagasan universalitas hukum gravitasi Newton (dan hukum Kepler).
3. Mengembangkan: Poin-poin utama berikut ini penting: pertama, adanya kemungkinan untuk menentukan jari-jari dan massa bintang menggunakan metode yang tepat (apalagi massa bintang adalah karakteristik fisiknya yang paling penting), dan kedua, jumlah pengetahuan diperoleh di sebelumnya dan pelajaran ini memungkinkan kita untuk menyimpulkan bahwa Matahari adalah bintang biasa. Terus kembangkan kemampuan untuk bekerja dengan ilustrasi. Gunakan kesempatan untuk menciptakan situasi emosional dengan melaporkan ukuran ekstrim dan kepadatan rata-rata bintang. Bagi siswa yang tertarik dengan astronomi, undang mereka untuk menyiapkan esai, membuat presentasi.

Tahu:
tingkat 1(standar) - konsep bintang biner dan memiliki gagasan tentang berbagai jenis bintang biner. Metode untuk menentukan massa bintang biner.
tingkat 2 - konsep bintang biner dan memiliki gagasan tentang berbagai jenis bintang biner. Metode untuk menentukan massa bintang biner.
Mampu untuk:
tingkat 1(standar) - tentukan jenis bintang biner dan hitung massanya.
tingkat 2- tentukan jenis bintang biner dan hitung massanya.

Peralatan: Tabel: bintang, bintang biner, peta langit, atlas bintang, diagram spektrum-luminositas di setiap tabel. D / f "Bintang", "Sifat bintang". Film "Bintang Ganda", Transparansi. CD - "Pergeseran Merah 5.1" atau foto dan ilustrasi objek astronomi dari cakram multimedia "Perpustakaan Multimedia untuk Astronomi", koleksi CER.

Koneksi interdisipliner: Hukum gravitasi universal. Gaya gravitasi. Gerakan di bawah pengaruh gravitasi (fisika, kelas VIII). Matematika (konstruksi dan analisis grafik komputasi yang diperlukan untuk memecahkan masalah), ilmu sosial (kemampuan untuk mengenali dunia dan hukumnya).

Selama kelas:

1. Pengulangan materi
Survei ekspres(di depan Anda terdapat diagram spektrum-luminositas, yang digunakan untuk menampilkan proyektor multimedia). Setiap siswa dinilai dengan jumlah jawaban yang benar (sepanjang jalan, ditandai dengan siswa yang terpisah dalam daftar-tabel yang disiapkan). Setiap pertanyaan diberikan tidak lebih dari 1 detik untuk jawaban. Durasi survei ekspres adalah 10 menit. Jadi pertanyaannya.

II. bahan baru.

1. Bintang ganda - dua bintang yang berevolusi dalam orbit elips di sekitar pusat massa yang sama di bawah aksi gaya gravitasi. Kira-kira setengah dari semua "bintang" sebenarnya adalah sistem biner atau ganda (beberapa, setidaknya 3 bintang), meskipun banyak dari mereka terletak sangat dekat sehingga komponennya tidak dapat diamati secara terpisah.
ada Ganda optik- terdekat diproyeksikan ke bola imajiner, tetapi tidak terhubung secara fisik. Jadi di zaman kuno para legiuner A. Makedonsky penglihatan yang diuji menurut Zeta (ζ) Ursa Major (Mitsar-kuda, kedua dari belakang di pegangan ember, 78 sv.y, 2,23 m) secara optik bintang ganda 12 "darinya 80 UMa (Alcor - pengendara, 81,2 sv.g , 4,02 m) .Mungkin mereka terhubung secara fisik, tetapi jika periode orbitnya sangat panjang. Tetapi ketika diamati dengan teleskop, Mizar sendiri terlihat sebagai bintang ganda, termasuk Mizar A dan Mizar B. Mizar B memiliki magnitudo 4,0 dan tipe spektral A7, jarak antara Mizar A dan Mizar B adalah 380 AU, periode orbitnya beberapa ribu tahun.
Telah menemukan bintang ganda pertama dilihat melalui teleskop, gamma Aries (γ Aries) - secara fisik bintang ganda, kedua komponennya adalah bintang biru-putih dengan T≈11000K, terletak pada jarak sudut 8 "dan memiliki magnitudo tampak 4,7 m dan 4,8 m. Untuk berjaga-jaga, bahkan untuk Matahari, satelit hipotetis telah diciptakan (tetapi tidak ditemukan) -bintang Nemesis Menurut metode deteksi, bintang biner dibagi menjadi beberapa jenis.
Studi tentang bintang biner dimulai pada pertengahan abad ke-17, ketika G. Galilei(1564-1642, Italia) menemukan beberapa bintang dan mengusulkan metode untuk menentukan paralaks relatif dari bintang utama yang terang dalam kaitannya dengan yang lebih redup dan karena itu mungkin lebih jauh. Pada pertengahan abad ke-18, hanya sekitar 20 bintang biner yang ditemukan; pada saat yang sama, pengukuran pertama dari sudut posisi dan jarak antara komponen dimulai. Pada 1803 W. Herschel(1738-1822, Inggris) menerbitkan daftar beberapa ratus bintang biner dan mencatat di antaranya 50, di mana perpindahan komponen ditemukan. Pengamatan lebih lanjut dari bintang ganda dilanjutkan oleh putra William - John Herschel(1792-1871, Inggris), yang memindahkan teleskopnya ke Afrika Selatan. Di Eropa, pengamatan sistematis bintang ganda diselenggarakan oleh astronom Rusia V.Ya.Struve(1793-1864, Rusia) di observatorium di Tartu. Pada tahun 1824, Struve menggunakan teleskop refraktor dengan objektif Fraunhofer berdiameter D = 24 cm dan panjang fokus F = 410 cm (D / F = 24/410) untuk pengamatannya pada instalasi ekuator dengan mekanisme jam, yang dapat dianggap sebagai prototipe teleskop refraktor modern ... Struve menemukan 3134 pasangan bintang dengan instrumen barunya. Hasil pengamatannya diterbitkan dalam tiga katalog, di antaranya yang paling terkenal adalah katalog "Binary and Multiple Stars Measured Micrometrically", diterbitkan pada tahun 1837 pada 2714 bintang biner di mana ia mengukur posisi satelit.
Pada akhir abad ke-19, para astronom Amerika mencegat inisiatif dalam studi bintang biner, menggunakan dalam pengamatan mereka refraktor kelas atas terbaru dengan lensa Clark: refraktor Observatorium Dearborn dengan diameter lensa D = 47 cm, refraktor Washington Refraktor Observatorium Laut (D = 65 cm) dan refraktor Observatorium Lick (D = 91 cm). Kelebihan astronom Amerika adalah bahwa mereka tidak hanya mengamati bintang ganda, tetapi mengumpulkan dan mensistematisasikan sejumlah besar bahan pengamatan pada bintang-bintang ini. Karya ini diwujudkan dalam "Katalog Umum 13665 bintang" S.U. Burnham(1906), mencakup semua pengamatan bintang ganda yang diketahui pada waktu itu di zona deklinasi dari -30 ° ke Kutub Utara. Di zaman modern, tradisi ini dilanjutkan oleh astronom Amerika RJ aitken, yang menciptakan "Katalog Umum Baru 17180 Bintang Biner" (1934) dan para astronom dari Observatorium Lik G.M. Jeffer dan V.Kh. van den bos, menyusun "Katalog indeks 64247 bintang biner" (1961). Di zaman modern, pengamatan bintang biner visual berlanjut di banyak negara di dunia menggunakan metode fotografi dan fotolistrik lama, visual dan baru.
Saat ini salah satu koleksi terlengkap adalah Katalog Washington Double Star (ditunjukkan dengan nomor seri dengan awalan WDS - Washington Double Star). Pertama kali muncul pada tahun 1984, katalog tersebut terdiri dari 73.610 binari di seluruh langit, di mana setidaknya ada satu pengukuran tepat yang diterbitkan sebelum tahun 1983. Pada tahun 1996, versi terbaru dari WDS muncul, di mana data pada 78.100 binari yang diamati sebelum 1995 sudah dapat ditemukan. Di sekitar Matahari (d<20 пк) находится более 3000 звезд, среди них около половины - двойные звезды всех типов, включая тесные спектральные и широкие визуальные.
Sistem biner tercepat adalah sistem biner J0806 + 1527 (bintang bermagnitudo 21 di rasi Cancer) dengan periode orbit 321,5 detik (5,4 menit). Sistem ini terdiri dari dua katai putih pada jarak 80 ribu km dari satu sama lain (hampir 5 kali lebih dekat dari Bulan dari Bumi). Kecepatan rotasi komponen di orbit sekitar 1500 km per detik (5 juta km per jam).

2. Jenis bintang biner (biner fisik): banyak bintang
1. Visual ganda bintang yang dualitasnya dapat dilihat dengan teleskop. Sampai saat ini, ada lebih dari 78.000 dan 110.000 objek di katalog WDS dan CCDM, masing-masing, hanya beberapa ratus yang dapat menghitung orbit, dan untuk kurang dari seratus objek, orbit diketahui dengan akurasi yang cukup untuk mendapatkan massa komponen.
Semakin jauh bintang-bintang dari satu sama lain, semakin lambat mereka bergerak. Pasangan-pasangan yang jarak sudutnya cukup besar untuk dipecahkan bintang-bintang jika dilihat melalui teleskop sering kali memiliki periode orbit 50-100 tahun. Sebagai contoh:
SIRIUS(α Canis Major) adalah bintang paling terang terlihat di langit kita. Ini adalah bintang tiga di 8,56 nw. tahun dari kami. Sistem lebih dari dua bintang disebut kelipatan.
Sirius A adalah bintang utama di masa jayanya, M A = 2.14M , R A = 1.7R , T = 10400K, L = 23.55L , A = 0.36 g / cm 3.
Sirius B (Anak Anjing) -katai putih, ditemukan pada tahun 1862 oleh A. Clarke (AS) M B = M , R B = 0.02R , L = 0.002L , B = 180g / cm 3. Jangka waktu peredarannya adalah 49,9 tahun dengan jarak dari Sirius A dari 8a.e sampai 32a.u. Di foto di sebelah kanan, ada titik cahaya kecil.
Ada pesan tahun 1995 tentang penemuan Sirius S??? - katai merah-coklat, = 0,05М , = 2000К, periode orbit 6,3 tahun dengan jarak maksimum Sirius A hingga 8 au, tetapi belum dikonfirmasi.

2. Biner spektroskopi- diidentifikasi oleh osilasi periodik atau bifurkasi garis spektral. Saat anggota sistem biner bergerak dalam orbit, kecepatan mereka relatif terhadap Bumi berubah secara teratur. Variasi kecepatan menyebabkan perubahan panjang gelombang dalam spektrum gabungan sistem (yang disebut efek Doppler). Studi tentang spektrum semacam itu memungkinkan untuk memperjelas detail struktur bintang dan orbitnya. Bintang-bintang biner ini hanya dikenali dengan metode spektroskopi. Periode mereka biasanya berkisar dari beberapa hari hingga beberapa minggu. Terkadang komponen sistem biner begitu dekat sehingga gravitasi mengubah bentuk bola bintang. Mereka dapat bertukar materi dan dapat dikelilingi oleh selubung gas umum. Disk akresi dapat terbentuk ketika aliran materi bergegas menuju bintang berotasi kompak biner. Energi yang dilepaskan dipancarkan dalam rentang sinar-X.
Pertama Mizar(ζ B. Medveditsa), terletak 78,2 tahun suci dari kami, dibuka E. Memilih(1889, AS) - Mitsar A dan Mitsar B, dan pada tahun 1964 ternyata setiap bintang adalah biner spektroskopi (omong-omong, Alcor juga biner spektroskopi). Pada tahun 1980, lebih dari 2500 bintang telah ditemukan, dan sekarang lebih dari 4000 bintang kelas ini telah ditemukan di Galaksi kita. Periode tertentu dari biner spektroskopi berada dalam kisaran 0,1084 hari. (Ursa Minor gamut) hingga 59,8 tahun (visual ganda xi dari Ursa Major). Sebagian besar binari spektroskopi memiliki periode urutan beberapa hari. Katalog yang paling terkenal dan paling luas adalah "SB9" (dari English Spectral Binaries). Saat ini, ada 2839 objek di dalamnya. Pada gambar contoh bersyarat dari bifurkasi dan perpindahan garis dalam spektrum bintang biner spektroskopi.

3. Gerhana biner- mengubah kecerahannya karena gerhana salah satu komponen bintang biner. Ini terjadi jika orbit sistem biner berorientasi di ruang angkasa sehingga, jika dilihat dari Bumi, satu bintang lewat di depan yang lain. Sistem seperti itu memiliki kecerahan yang bervariasi, karena satu bintang secara berkala mengaburkan cahaya yang lain. Lebih dari 5.000 bintang seperti itu sekarang dikenal. Yang paling terkenal dan pertama kali ditemukan pada tahun 1669 oleh seorang Italia G. Montanari(1632-1687) Algol(β Perseus, bahasa Arab "el gul" - iblis). Algol A - biru dan putih, MA = 5M , RA = 3R . Algol B - kuning kusam, M B = M , R B = 3.2R . Kecerahan nyata dari sistem bervariasi dari 2,1 m hingga 3,4 m dengan periode 12.914 hari = 12dn20h48min53s. Periode ditetapkan pada tahun 1782 J. Goodrike, yang pada tahun 1783 dengan benar menjelaskan alasan perubahan kilap. Pada tahun 1784, Goodrike menemukan bintang gerhana kedua, Lyra. Periodenya adalah 12 hari, 21 jam dan 56 menit, dan, tidak seperti Algol, kecerahannya berubah dengan lancar. Pada tahun 1911 astronom Rusia S.N. Blazhko(1870-1956) mengembangkan metode umum pertama untuk menghitung orbit binari gerhana. Pada tahun 1970, astronom Soviet yang terkenal P.N. Kholopov pertama kali menemukan bintang variabel berdenyut jenis RR Lyrae dalam sistem biner gerhana. Sistem biner dengan periode lebih dari dua hari ini milik galaksi bola kerdil di konstelasi Ursa Minor.
Pemegang rekor di antara binari gerhana adalah kusir di 2700R - 5,7 miliar km. Dengan periode rotasi satelit di sekitar bintang utama selama 27 tahun, gerhananya berlangsung selama dua tahun, yang menunjukkan ukuran besar bintang utama. Dan setelah cahaya satelit melewati atmosfer bintang utama, Anda dapat mempelajari struktur atmosfer bintang utama.
Dan gerhana terdalam diamati pada variabel bencana (gerhana kutub) J0155 + 0028 di konstelasi Cetus, yang keluar setiap 87 menit dengan 5 magnitudo (dari 15,0m hingga 20,0m), yaitu 100 kali! Gerhana ditemukan pada Agustus 2002 oleh seorang mahasiswa pascasarjana Universitas St. Petersburg Daria Dubkova bersama rekan-rekannya Nadezhda Kudryavtseva dan Anti Hirv.
Dari analisis kurva cahaya bintang variabel gerhana, seseorang dapat:

• tentukan periode peredaran T;
• menentukan parameter orbit komponen (eksentrisitas orbit e, bujur periastron dan parameter lainnya);
• memperkirakan massa komponen;
• perkirakan jari-jari bintang R 1 dan R 2

4. Astrometrik ganda- diidentifikasi oleh penyimpangan dalam gerakan (osilasi) bintang utama, yang disebabkan oleh gerakan orbit satelit yang lebih lemah. Jika satu bintang jauh lebih redup daripada yang lain (pengiring yang tidak terlihat), kehadirannya hanya dapat dideteksi oleh gerakan nyata dari pendamping yang lebih terang. Metode ini, seperti studi perpindahan spektral, memungkinkan untuk menentukan keberadaan sistem planet di bintang (ditemukan di lebih dari 180 bintang).
Beberapa sistem bintang:

3. Penentuan massa bintang dalam sistem biner

	Meskipun ada banyak bintang biner, orbitnya telah ditentukan dengan andal hanya sekitar seratus. Menggunakan yang ketiga (halus) Hukum Kepler kita mendapatkan bintang Biner (biner fisik). P.G. Kulikovsky
Dari gambar A = a "r = a" / "	dan dengan mempertimbangkan bahwa T = 1 dan a = 1, dan massa Bumi dapat diabaikan, kita peroleh massa matahari M 1 + M 2 = A 3: T 2 ... Atau, dengan mempertimbangkan rasio dari gambar, kita mendapatkan M 1 + M 2 = a 3 / 3 T 2 Untuk menentukan massa setiap bintang, perlu ditentukan jarak setiap bintang dari pusat massa ( A = A1 + A2) dan kemudian kita mendapatkan persamaan kedua M 1: M 2 = A 2: A 1 ... Dengan memecahkan sistem dua persamaan, Anda dapat menentukan massa setiap bintang.
Sebuah studi tentang massa bintang biner telah menunjukkan bahwa mereka terbatas dalam kisaran 0,3 hingga 60 massa matahari. Selain itu, sebagian besar bintang memiliki massa dari 0,3 hingga 3 massa matahari.

III Mengamankan material
1. Menurut gambar. 85- kilap maksimum, kilap minimum
- periode fluktuasi kecerahan
- berapa amplitudo perubahan kecerahan?
- Berapa lama waktu yang dibutuhkan untuk mengubah kilap dari minimum ke maksimum?
2. Contoh No. 12... Lihat, tuliskan solusinya dan temukan massa masing-masing bintang jika perbandingannya 2:1.
3. Tugas:(sendiri) Periode orbit bintang biner adalah 100 tahun. Sumbu semimayor dari orbit yang terlihat adalah 2 ", paralaks bintang adalah 0,05". Jarak bintang-bintang dari pusat massa pada jarak 1:4. Menentukan jumlah massa dan massa setiap bintang. (dari rumus M 1 + M 2 = a 3 / 3 T 2 M 1 + M 2 = 2 3 / 0,05 3 100 2 = 6,4 M , pada bagian 1 + 4 = 5, maka satu bagian menyumbang 6,4M : 5 = 1,28M maka komponen tersebut memiliki massa 1,28M dan 4. 1,28M = 5,12M ).

Ringkasan pelajaran
1. Bintang apa yang disebut binari?
2. Sebutkan jenis-jenis bintang biner.
3. Bagaimana massa bintang dalam sistem biner dapat ditentukan?

4. Perkiraan.

Rumah: 26, pertanyaan hal 145-146, hal 153 (hal. 2-7), abstrak (presentasi) bagi mereka yang tertarik dalam astronomi.

Bintang-bintang membuang ke ruang terbuka dalam jumlah besar, hampir seluruhnya diwakili oleh berbagai jenis sinar. Energi radiasi total bintang, yang dipancarkan selama periode waktu tertentu - ini adalah luminositas bintang. Indeks luminositas sangat penting untuk mempelajari tokoh-tokoh, karena itu tergantung pada semua karakteristik bintang.

Hal pertama yang perlu diperhatikan ketika berbicara tentang luminositas bintang adalah bahwa ia dapat dengan mudah dikacaukan dengan parameter bintang lainnya. Tetapi dalam bisnis semuanya sangat sederhana - Anda hanya perlu tahu apa yang menjadi tanggung jawab setiap karakteristik.

Luminositas bintang (L) terutama mencerminkan jumlah energi yang dipancarkan oleh bintang - dan oleh karena itu diukur dalam watt, seperti karakteristik energi kuantitatif lainnya. Ini adalah nilai objektif: tidak berubah ketika pengamat bergerak. Parameter ini adalah 3,82 × 10 26 W. Indeks luminositas bintang kita sering digunakan untuk mengukur luminositas bintang lain, yang jauh lebih nyaman untuk dibandingkan - kemudian ditandai sebagai L , (☉ adalah simbol grafis Matahari.)

Jelas, karakteristik yang paling informatif dan universal di antara yang di atas adalah luminositas. Karena parameter ini menampilkan intensitas radiasi bintang secara paling detail, parameter ini dapat digunakan untuk mengetahui banyak karakteristik bintang - mulai dari ukuran dan massa hingga intensitas.

Luminositas dari A sampai Z

Tidak perlu mencari sumber radiasi di sebuah bintang untuk waktu yang lama. Semua energi yang dapat meninggalkan termasyhur diciptakan dalam proses reaksi fusi termonuklir. Atom hidrogen, bergabung di bawah tekanan gravitasi menjadi helium, melepaskan sejumlah besar energi. Dan di bintang, tidak hanya hidrogen, tetapi juga helium - terkadang elemen yang lebih masif, hingga besi - terbakar lebih masif. Energinya kemudian menjadi berkali-kali lipat.

Jumlah energi yang dilepaskan selama reaksi nuklir secara langsung tergantung pada - semakin banyak, semakin banyak gravitasi yang menekan inti bintang, dan semakin banyak hidrogen secara bersamaan berubah menjadi helium. Tetapi tidak hanya energi nuklir yang menentukan luminositas sebuah bintang - bagaimanapun juga, ia harus tetap terpancar ke luar.

Dan di sinilah area radiasi berperan. Pengaruhnya dalam proses transfer energi sangat besar, yang dengan mudah diverifikasi bahkan dalam kehidupan sehari-hari. Lampu pijar, filamen yang memanas hingga 2800 ° C, tidak akan secara signifikan mengubah suhu di dalam ruangan selama 8 jam operasi - dan baterai biasa dengan suhu 50–80 ° C akan dapat menghangatkan ruang untuk pengap terlihat. Perbedaan efisiensi ini disebabkan oleh perbedaan jumlah permukaan yang memancarkan energi.

Rasio luas inti bintang dan itu sering sepadan dengan proporsi filamen bola lampu dan baterai - diameter inti hanya sepersepuluh ribu dari total diameter bintang. bintang. Dengan demikian, luminositas bintang sangat dipengaruhi oleh luas permukaan pancarannya - yaitu, permukaan bintang itu sendiri. Suhu di sini ternyata tidak begitu signifikan. Pijaran permukaan bintang 40% lebih rendah dari suhu fotosfer Matahari - tetapi karena ukurannya yang besar, luminositasnya melebihi Matahari 150 kali lipat.

Ternyata dalam menghitung luminositas sebuah bintang, peran ukuran lebih penting daripada energi inti? Tidak juga. Raksasa biru dengan luminositas dan suhu tinggi memiliki luminositas yang mirip dengan raksasa merah, yang jauh lebih besar. Itu juga yang paling masif dan salah satu bintang terpanas, dengan kecerahan tertinggi dari setiap bintang yang dikenal. Sampai pembukaan pemegang rekor baru, ini mengakhiri diskusi tentang parameter paling penting untuk luminositas.

Penggunaan luminositas dalam astronomi

Kilau

Untuk waktu yang lama, para astronom percaya bahwa perbedaan kecerahan yang tampak dari bintang-bintang hanya terkait dengan jarak mereka: semakin jauh bintang, semakin tidak terang seharusnya muncul. Tetapi ketika jarak ke bintang-bintang diketahui, para astronom menemukan bahwa kadang-kadang bintang yang lebih jauh memiliki kecemerlangan nyata yang lebih besar. Ini berarti bahwa kecemerlangan bintang yang tampak tidak hanya bergantung pada jaraknya, tetapi juga pada kekuatan sebenarnya dari cahayanya, yaitu pada luminositasnya. Luminositas bintang tergantung pada ukuran permukaan bintang dan suhunya. Luminositas bintang mengungkapkan intensitas cahaya sebenarnya dibandingkan dengan Matahari. Misalnya, ketika mereka mengatakan bahwa luminositas Sirius adalah 17, ini berarti bahwa intensitas sebenarnya dari cahayanya adalah 17 kali intensitas matahari.

Menentukan luminositas bintang, para astronom telah menetapkan bahwa banyak bintang ribuan kali lebih terang daripada Matahari, misalnya, luminositas Deneb (alpha Cygnus) - 9400. Di antara bintang-bintang ada yang memancarkan ratusan ribu kali lebih banyak cahaya daripada Matahari. Contohnya adalah bintang yang dilambangkan dengan huruf S di rasi bintang Dorado. Ia bersinar 1.000.000 kali lebih terang dari Matahari. Bintang lain memiliki luminositas yang sama atau hampir sama dengan Matahari kita, misalnya Altair (Alpha Eagle) -8. Ada bintang yang luminositasnya dinyatakan dalam seperseribu, yaitu, intensitas cahayanya ratusan kali lebih kecil daripada Matahari.

Warna, suhu, dan komposisi bintang

Bintang-bintang memiliki warna yang berbeda. Misalnya, Vega dan Deneb berwarna putih, Capella berwarna kekuningan, dan Betelgeuse berwarna kemerahan. Semakin rendah suhu bintang, semakin merah. Suhu bintang putih mencapai 30.000 dan bahkan 100.000 derajat; suhu bintang kuning sekitar 6000 derajat, dan suhu bintang merah 3000 derajat ke bawah.

Bintang tersusun dari zat gas pijar: hidrogen, helium, besi, natrium, karbon, oksigen, dan lain-lain.

Gugusan bintang

Bintang-bintang di ruang galaksi yang luas terdistribusi dengan cukup merata. Namun beberapa di antaranya masih menumpuk di tempat-tempat tertentu. Tentu saja, bahkan di sana, jarak antar bintang masih sangat jauh. Tetapi karena jarak yang sangat jauh, bintang-bintang dengan jarak yang begitu dekat terlihat seperti gugusan bintang. Itulah mengapa mereka disebut demikian. Gugus bintang yang paling terkenal adalah Pleiades di rasi Taurus. Dengan mata telanjang, 6-7 bintang dapat dibedakan di Pleiades, yang terletak sangat dekat satu sama lain. Lebih dari seratus dari mereka dapat dilihat melalui teleskop di area kecil. Ini adalah salah satu cluster, di mana bintang-bintang membentuk sistem yang kurang lebih terisolasi, dihubungkan oleh gerakan umum di ruang angkasa. Gugus bintang ini berdiameter sekitar 50 tahun cahaya. Tetapi bahkan dengan kedekatan yang tampak dari bintang-bintang di gugus ini, mereka sebenarnya cukup jauh satu sama lain. Di rasi bintang yang sama, di sekitar bintang utamanya - yang paling terang - kemerahan Al-Debaran, ada gugus bintang lain yang lebih tersebar - Hyades.

Beberapa gugus bintang di teleskop yang lemah terlihat seperti bintik kabur dan buram. Dalam teleskop yang lebih kuat, bintik-bintik ini, terutama ke arah tepi, hancur menjadi bintang-bintang individual. Teleskop besar memungkinkan untuk menetapkan bahwa ini adalah gugus bintang yang sangat dekat, berbentuk bola. Oleh karena itu, cluster seperti itu disebut globular. Lebih dari seratus gugus bintang globular sekarang dikenal. Mereka semua sangat jauh dari kita. Masing-masing terdiri dari ratusan ribu bintang.

Pertanyaan tentang apa itu dunia bintang, rupanya adalah salah satu pertanyaan pertama yang dihadapi umat manusia pada awal peradaban. Setiap orang yang merenungkan langit berbintang tanpa sadar menghubungkan bintang-bintang paling terang menjadi figur paling sederhana - kotak, segitiga, salib, tanpa disadari menjadi pencipta peta langit berbintang mereka sendiri. Nenek moyang kita pergi dengan cara yang sama, membagi langit berbintang menjadi kombinasi bintang yang dapat dibedakan dengan jelas yang disebut rasi bintang. Dalam budaya kuno kami menemukan referensi ke rasi bintang pertama yang diidentifikasi dengan simbol para dewa atau mitos, yang telah turun kepada kami dalam bentuk nama puitis - rasi Orion, rasi Hounds, rasi Andromeda, dll. Nama-nama ini, seolah-olah, melambangkan gagasan nenek moyang kita tentang keabadian dan kekekalan alam semesta, keteguhan dan kekekalan harmoni kosmos.

Luminositas bintang Kilau bintang, intensitas cahaya bintang, yaitu besarnya fluks bercahaya yang dipancarkan oleh bintang, tertutup dalam satu sudut padat. Istilah "luminositas bintang" tidak sesuai dengan istilah "luminositas" dalam fotometri umum. Bintang bintang dapat berhubungan baik dengan wilayah spektrum bintang mana pun (bintang bintang visual, bintang fotografi, dll.), dan dengan radiasi totalnya (bintang bintang bolometrik). S. sebuah bintang biasanya dinyatakan dalam satuan luminositas Matahari, sama dengan 3 · 1027 lilin internasional, atau 3,8 · 1033 erg / detik. Luminositas masing-masing bintang sangat berbeda satu sama lain: ada bintang yang luminositas bolometriknya mencapai setengah juta dalam satuan luminositas Matahari (bintang supergiant kelas spektral O), serta bintang dengan luminositas bolometrik yang ratusan ribuan kali lebih rendah dari Matahari. Diasumsikan bahwa ada bintang dengan luminositas yang lebih rendah. Seiring dengan massa, jari-jari, dan suhu permukaan bintang, luminositas adalah karakteristik paling penting dari bintang. Hubungan antara karakteristik bintang ini dipertimbangkan dalam astrofisika teoretis. S. bintang L dikaitkan dengan absolut magnitudo bintang M kecanduan:

M = - 2,5 lg L + 4,77.

Lihat juga Seni. bintang atau T dengan dia.

Ensiklopedia Besar Soviet. - M.: ensiklopedia Soviet. 1969-1978 .

Lihat apa itu "Luminositas bintang" di kamus lain:

Dalam fisika umum, luminositas adalah kerapatan fluks energi cahaya dalam arah tertentu. Dalam fisika eksperimental partikel elementer, luminositas adalah parameter akselerator atau penumbuk yang mencirikan intensitas tumbukan balok yang bertabrakan ... Wikipedia

Besaran yang diukur dengan rasio energi total yang dipancarkan bintang terhadap waktu radiasi. Satuan bintang S. dalam watt SI. C. Matahari, sama dengan 3,86 · 1026 W, digunakan sebagai satuan luminositas bintang lain ... Kamus Astronomi

Luminositas adalah istilah yang digunakan untuk merujuk pada besaran fisika tertentu. Isi 1 Luminositas fotometrik 2 Luminositas benda angkasa ... Wikipedia

Bintang-bintang adalah kekuatan radiasi. Biasanya dinyatakan dalam satuan yang sama dengan luminositas Matahari L? = 3,86 × 1026 W ... Kamus Ensiklopedis Besar

Benda langit bercahaya panas seperti Matahari. Bintang bervariasi dalam ukuran, suhu, dan kecerahan. Dengan banyak parameter, Matahari adalah bintang yang khas, meskipun tampak jauh lebih terang dan lebih besar daripada semua bintang lainnya, karena terletak lebih dekat ke ... ... Ensiklopedia Collier

I Luminositas pada suatu titik di permukaan, rasio fluks bercahaya (lihat Fluks bercahaya) yang berasal dari elemen permukaan kecil yang berisi titik tertentu terhadap luas elemen itu. Salah satu besaran ringan (Lihat Besaran ringan). ... ... Ensiklopedia Besar Soviet

LUMINANCE, kecerahan mutlak sebuah BINTANG, jumlah energi yang dipancarkan oleh permukaannya per detik. Ini dinyatakan dalam watt (joule per detik) atau dalam hal kecerahan matahari. Luminositas bolometrik mengukur kekuatan total cahaya bintang pada ... ... Kamus ensiklopedis ilmiah dan teknis

PENCAHAYAAN sebuah bintang, daya radiasi. Biasanya dinyatakan dalam satuan yang sama dengan luminositas Matahari L¤ = 3,86 × 1026 W ... kamus ensiklopedis

Bintang dengan ukuran besar dan luminositas tinggi. Jari-jari raksasa mencapai 1000 kali jari-jari Matahari, dan luminositasnya 1000 kali lebih besar dari luminositas Matahari. Raksasa memiliki kepadatan rata-rata yang rendah karena cangkang tipis yang memanjang. Beberapa ... ... Kamus Astronomi

Bintang, kekuatan radiasi. Biasanya dinyatakan dalam satuan luminositas Matahari 1,0 = 3,86 * 1026 W ... Ilmu pengetahuan Alam. kamus ensiklopedis

Sebagai hasil dari pekerjaan luar biasa yang dilakukan oleh para astronom di sejumlah negara selama beberapa dekade terakhir, kami telah belajar banyak tentang berbagai karakteristik bintang, sifat radiasi dan evolusinya. Tampaknya paradoks, kita sekarang memiliki gagasan yang jauh lebih baik tentang pembentukan dan evolusi banyak jenis bintang daripada sistem planet kita sendiri.
Tidak peduli seberapa beragam bintang dalam karakteristik fisiknya, masih ada batas kemungkinan bagi mereka. Tidak setiap bintang yang mampu diciptakan oleh fantasi manusia bisa benar-benar ada. Bintang bisa menjadi benda kosmik dengan hanya massa yang terkandung dalam batas-batas tertentu.
Jika massa benda langit tidak melebihi 0,02 massa Matahari, benda itu tidak dapat bercahaya sendiri. Dengan massa tubuh yang lebih besar, tekanan dan suhu di perut mencapai nilai di mana energi nuklir mulai dilepaskan dari zat hampir semudah uap dari air mendidih.
Dari sini kita dapat menyimpulkan bahwa bintang-bintang dengan massa yang sama, misalnya, dengan massa Bumi atau bahkan massa Yupiter, tidak mungkin ada. Dari alasan tersebut, batas bawah untuk kemungkinan massa bintang ditetapkan.
"Karakteristik" bintang-bintang telah disebutkan di atas. Karakteristik utama bintang adalah massa, radius (tidak termasuk lapisan transparan luar), luminositas (jumlah total energi yang dipancarkan); kuantitas ini sering dinyatakan dalam fraksi massa, jari-jari, dan luminositas Matahari. Selain parameter utama, turunannya digunakan: suhu efektif; kelas spektral yang mencirikan tingkat ionisasi dan eksitasi atom di atmosfer bintang; magnitudo bintang mutlak (yaitu, magnitudo bintang yang dimiliki bintang pada jarak standar 10 parsec). Mari kita pertimbangkan beberapa di antaranya secara lebih rinci.

Massa bintang

Pada dasarnya, astronomi tidak memiliki dan saat ini tidak memiliki metode penentuan langsung dan independen dari massa bintang yang terisolasi, yaitu, bukan bagian dari sistem ganda. Dan ini adalah kelemahan yang agak serius dari ilmu kita tentang Semesta. Jika metode seperti itu ada, kemajuan pengetahuan kita akan jauh lebih cepat.
“Massa bintang bervariasi dalam batas yang relatif sempit. Ada sangat sedikit bintang yang massanya 10 kali lebih besar atau lebih kecil dari matahari. Dalam situasi seperti itu, para astronom diam-diam menerima bahwa bintang-bintang dengan luminositas dan warna yang sama memiliki massa yang sama. Mereka hanya didefinisikan untuk sistem biner. Klaim bahwa satu bintang dengan luminositas dan warna yang sama memiliki massa yang sama dengan "saudara perempuan" binernya harus selalu ditanggapi dengan hati-hati.
Berdasarkan hukum gravitasi universal dan hukum Kepler yang digeneralisasikan oleh Newton, rumus diturunkan

A3
M1 + M2 = ------
3P2

Dimana M1 dan M2 adalah massa bintang utama dan satelitnya, P adalah periode orbit satelit, dan merupakan sumbu semi-mayor orbit bumi.”
Bintang-bintang yang paling ringan, tampaknya, dapat ditemukan di antara apa yang disebut satelit-satelit bintang yang tidak terlihat.
Saat ini, ada beberapa lusin bintang yang terbang di luar angkasa di sepanjang kurva yang sedikit berkelok-kelok dan bergelombang. Sifat gerakan yang begitu kompleks hanya dapat dijelaskan oleh fakta bahwa satelit (atau satelit) yang tidak terlihat bergerak di sebelah bintang, daya tariknya membelokkan bintang dari jalur lurus. Lebih tepatnya, lintasan bergelombang penerbangan bintang yang diamati oleh kami adalah hasil dari penambahan dua gerakan di mana ia berpartisipasi secara bersamaan - gerakan di sekitar pusat Galaksi dan revolusi, bersama dengan pendampingnya yang tidak terlihat, di sekitar pusat massa yang sama. .
Berdasarkan sifat lintasan bintang, Anda dapat menghitung massa dan orbit pendampingnya yang tidak terlihat. Hasil menarik dalam hal ini diperoleh untuk bintang 61 Cygnus, bintang yang sama yang pada tahun 1838 Bessel menentukan jaraknya mendekati 11 tahun cahaya.
Bintang 61 Cygnus adalah ganda. Dengan kata lain, ini adalah sistem dua matahari, oranye dan merah, di mana bintang kedua, merah dua kali lebih terang dari yang pertama. Pergerakan di ruang kedua bintang dengan jelas menunjukkan adanya komponen ketiga dalam sistem ini. Beberapa astronom, termasuk astronom Pulkovo A. N. Deich, terlibat dalam menentukan massa dan orbitnya. Ternyata satelit tak kasat mata dalam sistem Cygnus 61 berputar mengelilingi salah satu bintang dalam orbit elips yang sangat memanjang dengan jangka waktu sekitar 5 tahun dengan jarak rata-rata 3 kali jarak dari Bumi ke Matahari. Mustahil untuk menganggap benda langit yang tidak terlihat ini sebagai sebuah planet. Massanya 0,024 kali massa Matahari, yaitu lebih besar dari massa minimum di mana benda itu pasti menjadi bintang. Oleh karena itu, kita dapat yakin bahwa sistem Cygnus 61 terdiri dari tiga bintang, dan komponen ketiganya yang tak terlihat adalah salah satu bintang dengan massa paling kecil.
Alam membatasi bintang dari sisi massa yang sangat besar. Untuk memahami apa yang menyebabkan keterbatasan ini, mari kita coba bayangkan situasi di dalam perut sebuah bintang.
Setiap bintang biasa adalah bola gas yang sangat panas. Tiga gaya bekerja di setiap titik bintang. Pertama, gaya gravitasi, menarik partikel bintang ke pusatnya. Kedua, tekanan gas, yang mencoba mengembang, mendorong partikel yang sama ke arah yang berlawanan, ke permukaan bintang. Dan, akhirnya, ketiga, tekanan cahaya, yang menerobos dari bagian dalam bintang ke bagian luar dan karena itu menggabungkan upayanya dengan tekanan gas.
Di setiap titik bintang, perjuangan tiga kekuatan berakhir, pada dasarnya, sia-sia. Mereka semua seimbang, dan karena itu bintang adalah formasi yang stabil. Dominasi yang menentukan dari salah satu dari tiga kekuatan atas sisanya akan menjadi bencana besar bagi bintang. Jika, misalnya, tekanan cahaya atau gas tiba-tiba meningkat tajam, bintang yang meledak dari dalam akan "hancur" berkeping-keping. Jika bintang berhenti memancarkan cahaya atau jika gas tiba-tiba kehilangan elastisitasnya, bintang akan terkompresi dengan kuat, beralih ke keadaan "non-bintang" lainnya.
Faktanya, bintang-bintang yang kita amati didominasi oleh stabilitas dan keseimbangan. Tapi ini mungkin tidak selalu terjadi. Dengan peningkatan massa bintang, luminositasnya meningkat, mis. jumlah cahaya yang dipancarkan dari bagian dalam bintang. Dengan massa yang sangat besar, misalnya ribuan kali massa Matahari, keseimbangan ketiga gaya tersebut tentu akan terganggu. Tekanan cahaya akan menjadi sangat kuat sehingga akan merusak stabilitas bintang dari dalam.
Di antara bintang-bintang yang diketahui, bintang Plaskett dianggap yang paling masif, itu adalah biner, dan periode orbit dalam sistem ini mendekati 14 hari. Massa sebuah bintang dapat ditentukan jika rasio percepatan satu komponen sistem terhadap komponen lain, yang dianggap stasioner, diketahui. Dalam sistem bintang Plaskett, kedua komponen tersebut kira-kira sama besarnya, dan dalam kapasitas ini mereka melampaui Matahari sebanyak 50-60 kali.
Pertanyaan tentang keberadaan "superstar", yaitu benda-benda bintang, yang massanya dapat melebihi massa matahari hingga jutaan dan bahkan miliaran kali, masih terbuka.

Kepadatan bintang

Karena ukuran bintang berbeda jauh lebih besar daripada massanya, maka kepadatan rata-rata bintang sangat berbeda satu sama lain. Raksasa dan supergiant memiliki kepadatan yang sangat rendah. Misalnya, kepadatan Betelgeuse sekitar 10-3 kg / m3. Namun, ada bintang yang sangat padat. Ini termasuk katai putih kecil (warnanya disebabkan oleh suhu tinggi). Misalnya, kepadatan katai putih Sirius B lebih dari 4x107 kg / m3. Katai putih yang jauh lebih padat sekarang diketahui (1010-1011 kg / m3). Kepadatan besar katai putih dijelaskan oleh sifat-sifat khusus dari materi bintang-bintang ini, yang diwakili oleh inti atom dan elektron yang terkoyak darinya. Jarak antara inti atom dalam materi katai putih seharusnya puluhan dan bahkan ratusan kali lebih kecil dari pada padatan dan cairan biasa yang kita jumpai dalam kondisi terestrial. Keadaan agregasi di mana zat ini berada tidak dapat disebut cair atau padat, karena atom katai putih dihancurkan. Zat ini memiliki sedikit kemiripan dengan gas atau plasma. Namun itu dianggap sebagai "gas", mengingat jarak antar partikel, bahkan dalam katai putih padat, berkali-kali lebih besar daripada inti atom atau elektron itu sendiri.

Luminositas bintang-bintang

Beberapa bintang tampak lebih terang bagi kita, yang lain lebih redup. Tetapi ini belum berbicara tentang kekuatan radiasi sebenarnya dari bintang-bintang, karena mereka terletak pada jarak yang berbeda. Jadi, magnitudo tampak itu sendiri tidak dapat menjadi karakteristik bintang, karena bergantung pada jarak. Karakteristik sebenarnya adalah luminositas, yaitu energi total yang dipancarkan bintang per satuan waktu. Luminositas bintang sangat beragam. Salah satu bintang raksasa, S Dorado, memiliki luminositas 500.000 kali lebih besar dari Matahari, dan luminositas bintang kerdil paling redup kurang lebih hampir sama.
Luminositas bintang, seperti yang telah disebutkan, terkait erat dengan massanya. Semakin banyak materi yang terkandung dalam sebuah bintang, semakin terang ia bersinar. Dari sini menjadi jelas mengapa komponen ketiga dari sistem 61 Cygnus tetap tidak terlihat untuk saat ini. Bintang ini mengandung sangat sedikit materi sehingga radiasinya yang sangat lemah tidak dapat dideteksi dengan teleskop modern.
“Karakteristik luminositas adalah apa yang disebut magnitudo mutlak sebuah bintang. Magnitudo bintang yang tampak tergantung, di satu sisi, pada luminositas dan warnanya, di sisi lain, pada jaraknya. Jika kita merujuk bintang apa pun ke jarak standar konvensional 10 ps, ​​maka besarnya akan disebut "mutlak". Mari kita ilustrasikan ini dengan sebuah contoh. Jika magnitudo bintang (relatif) Matahari yang tampak (ditentukan oleh fluks radiasi darinya) adalah -26,8, maka pada jarak 10 ps (yaitu sekitar 2 juta kali jarak sebenarnya dari Bumi ke Matahari) bintangnya besarnya akan menjadi sekitar +5. Pada jarak seperti itu, siang hari kita akan tampak seperti bintang, nyaris tidak terlihat dengan mata telanjang (ingat bahwa bintang paling redup yang terlihat dengan mata telanjang memiliki magnitudo +6). Bintang luminositas tinggi memiliki nilai absolut negatif, misalnya -7, -5. Bintang luminositas rendah dicirikan oleh nilai absolut positif yang besar, misalnya, +10, +12, dll.
Jika magnitudo bintang mutlak diketahui, maka luminositas bintang mana pun dapat dihitung menggunakan rumus:

Lg L = 0,4 (M-Mс)

Dimana: L adalah luminositas bintang, M adalah magnitudo bintang mutlaknya, dan Mс adalah magnitudo bintang mutlak Matahari.