Luminozitatea stelei. Luminozitatea stelelor, raza stelelor, temperatura suprafeței - caracteristicile astronomice ale unei stele Cum se calculează luminozitatea unei stele formula

Am stat nemișcat mult timp
Privind în stelele îndepărtate, -
Între acele stele și mine
S-a născut un fel de legătură.
Am crezut... nu-mi amintesc ce am crezut;
Am ascultat un cor misterios,
Și stelele tremurau în liniște
Și iubesc stelele de atunci.
A. Fet

Lecția 9/26

Subiect: Stele duble

Ţintă: Luați în considerare conceptul și diferitele tipuri de stele binare: vizuale, spectrale, eclipsante, astrometrice. Luați în considerare modalități de a determina masele stelelor în sisteme binare

Sarcini :
1. Educational: Introduceți conceptele: stea dublă (dublă vizuală, binară spectroscopică), stea dublă eclipsătoare (curba luminii, perioada, amplitudinea sa), stele gigantice, supergiganți, pitici, pitice albe, componente ale unei stele binare. Explicați ce este efectul Doppler. Explicați esența determinării maselor de stele pe baza celei de-a treia legi generalizate a lui Kepler și arătați cum se face acest lucru folosind exemple specifice. Arată cum este interpretată curba luminii a unui binar eclipsat și cum este utilizată această curbă pentru a determina perioada și variația luminozității unui binar eclipsat.
2. Cresterea: Subliniați elevii că dimensiunile (și densitățile medii ale stelelor) variază foarte mult și masele variază în limite limitate. Indicați faptul că Soarele din punct de vedere al caracteristicilor sale fizice (dimensiune, masă, densitate medie, precum și temperatură, culoare, spectru și compoziție chimică) nu se distinge în niciun fel de multe alte stele. Subliniați că clarificarea naturii stelelor este un exemplu de cunoaștere a lumii. Rețineți că astronomii folosesc cu succes descoperirea stelelor binare nu numai pentru a determina dimensiunile și masele acestora (mai mult, masa este cea mai importantă caracteristică fizică a unei stele, asociată cu luminozitatea acesteia; rata și natura evoluției unei stele depind și de masă. ), dar și pentru a căuta astfel de obiecte exotice precum găurile negre. Folosind exemplul stării fizice în care se află substanța piticelor albe, observați posibilitatea de a folosi Universul ca „laborator fizic”. Fundamentați ideea de universalitate a legii gravitației lui Newton (și a legilor lui Kepler).
3. în curs de dezvoltare: Următoarele puncte principale sunt importante: în primul rând, existența posibilității de a determina razele și masa stelelor folosind metode adecvate (mai mult, masa unei stele este cea mai importantă caracteristică fizică a acesteia), și în al doilea rând, suma cunoștințelor dobândite în precedentul și această lecție ne permite să concluzionam că Soarele este o stea obișnuită. Continuați să dezvoltați capacitatea de a lucra cu ilustrații. Folosiți ocazia pentru a crea o situație emoțională raportând dimensiuni extreme și densități medii ale stelelor. Pentru studenții interesați de astronomie, invitați-i să pregătească un eseu, să facă o prezentare.

Știi:
nivelul 1(standard) - conceptul de stele binare și au o idee despre diferitele tipuri de stele binare. Metoda de determinare a maselor stelelor binare.
nivelul 2 - conceptul de stele binare și să aveți o idee despre diferitele tipuri de stele binare. Metoda de determinare a maselor stelelor binare.
A fi capabil să:
nivelul 1(standard) - determinați tipul de stele binare și calculați masa acestora.
al 2-lea nivel- determinați tipul de stele binare și calculați masa acestora.

Echipament: Tabele: stele, stele binare, harta cerului, atlas de stele, diagrama spectru-luminozitate pe fiecare tabel. D / f „Stele”, „Natura stelelor”. Film „Stele duble”, Transparențe. CD - „Red Shift 5.1” sau fotografii și ilustrații ale obiectelor astronomice de pe discul multimedia „Biblioteca Multimedia pentru Astronomie”, colecția CER.

Conexiuni interdisciplinare: Legea gravitației universale. Forțele gravitaționale. Mișcarea sub influența gravitației (fizică, gradul VIII). Matematică (construirea și analiza graficelor de calcul necesare rezolvării problemelor), științe sociale (cognoscibilitatea lumii și a legilor ei).

În timpul orelor:

1. Repetarea materialului
Sondaj expres(in fata ta o diagrama spectru-luminozitate, folosita pentru afisarea unui proiector multimedia). Fiecare elev este evaluat după numărul de răspunsuri corecte (pe parcurs, acesta este marcat de un student separat în lista-tabel pregătită). Fiecare întrebare are nu mai mult de 1 secundă pentru un răspuns. Durata sondajului expres este de 10 minute. Deci întrebările.

II. Material nou.

1. Stea dublă - două stele care se rotesc în orbite eliptice în jurul unui centru de masă comun sub acțiunea forțelor gravitaționale. Aproximativ jumătate din toate „stelele” sunt de fapt sisteme binare sau multiple (mai multe, cel puțin 3 stele), deși multe dintre ele sunt situate atât de aproape încât componentele nu pot fi observate separat.
Există Dublu optic- din apropiere sunt proiectate pe o sferă imaginară, dar nu sunt conectate fizic. Deci în antichitate legionarii A. Makedonsky viziune testată conform Zetei (ζ) Ursa Major (Mitsar-cal, penultimul în mânerul găleții, 78 sv.g, 2,23 m) optic o stea dublă 12 "din ea 80 UMa (Alcor - călăreț, 81,2 sv.g) , 4,02 m) .Poate sunt conectate fizic, dar dacă perioada orbitală este foarte lungă.Dar atunci când este observată printr-un telescop, Mizar însuși este vizibil ca o stea dublă, inclusiv Mizar A și Mizar B. Mizar B are o magnitudine de 4,0 și un tip spectral A7, distanța dintre Mizar A și Mizar B este de 380 UA, perioada orbitală este de câteva mii de ani.
Descoperit prima stea dublă văzut printr-un telescop, gamma Berbec (γ Berbec) - fizic o stea dublă, ambele componente sunt stele alb-albastru cu T≈11000K, situate la o distanță unghiulară de 8" și având o magnitudine aparentă de 4,7 m și 4,8 m. Pentru orice eventualitate, chiar și pentru Soare, un satelit ipotetic a fost inventat (dar nu descoperit) -star Nemesis După metoda de detectare, stelele binare sunt împărțite în mai multe tipuri.
Studiul stelelor binare a început la mijlocul secolului al XVII-lea, când G. Galilei(1564-1642, Italia) a descoperit mai multe stele și a propus o metodă pentru determinarea paralaxei relative a unei stele principale strălucitoare în raport cu una mai slabă și, prin urmare, probabil mai îndepărtată. Până la mijlocul secolului al XVIII-lea, au fost descoperite doar aproximativ 20 de stele binare; totodată, au început primele măsurători ale unghiului de poziție și ale distanței dintre componente. Prin 1803 W. Herschel(1738-1822, Anglia) a publicat liste cu câteva sute de stele binare și a notat printre ele 50, în care s-a constatat deplasarea componentelor. Alte observații ale stelelor duble au fost continuate de fiul lui William - John Herschel(1792-1871, Anglia), care și-a mutat telescopul în Africa de Sud. În Europa, observațiile sistematice ale stelelor duble au fost organizate de un astronom rus V. Ya. Struve(1793-1864, Rusia) la observatorul din Tartu. În 1824, Struve a folosit un telescop refractor cu un obiectiv Fraunhofer de D = 24 cm în diametru și o distanță focală de F = 410 cm (D / F = 24/410) pentru observațiile sale asupra unei instalații ecuatoriale cu mecanism de ceas, care poate fi considerat un prototip de telescoape refractoare moderne... Struve a descoperit 3134 de perechi stelare cu un nou instrument. Rezultatele observațiilor sale au fost publicate în trei cataloage, dintre care cel mai faimos este catalogul „Binary and Multiple Stars Measured Micrometrically”, publicat în 1837 pentru 2714 stele binare pentru care a măsurat poziția sateliților.
La sfârșitul secolului al XIX-lea, astronomii americani au interceptat inițiativa în studiul stelelor binare, folosind în observațiile lor cele mai recente refractoare high-end cu lentile Clark: refractorul Observatorului Dearborn cu diametrul lentilei D = 47 cm, Washingtonul. Refractorul Observatorului Marin (D = 65 cm) și refractorul Observatorului Lick (D = 91 cm). Meritul astronomilor americani a fost că nu numai că au observat stele duble, dar au colectat și sistematizat o cantitate imensă de material de observație pe aceste stele. Această lucrare este întruchipată în „Catalogul general de 13665 de stele” Sh.U. Burnham(1906), acoperind toate observațiile stelelor duble cunoscute până la acel moment în zona de declinație de la -30 ° până la Polul Nord. În vremurile moderne, această tradiție a fost continuată de astronomul american R.J. Aitken, care a creat „Noul Catalog General al 17180 de stele binare” (1934) și astronomii Observatorului Lik G.M. Jeffersși V.Kh. van den Boss, compilat „Index catalog 64247 binary stars” (1961). În timpurile moderne, observațiile stelelor binare vizuale au continuat în multe țări ale lumii folosind atât metode vechi, vizuale și noi, fotografice și fotoelectrice.
Astăzi una dintre cele mai complete colecții este Catalogul Washington Double Star (indicat printr-un număr de serie cu prefixul WDS - Washington Double Star). Apărut pentru prima dată în 1984, catalogul a constat din 73.610 binare pe întreg cerul, pentru care a existat cel puțin o măsurătoare precisă publicată înainte de 1983. În 1996, a apărut o versiune actualizată a WDS, în care se găsesc deja date despre 78.100 de binare observate înainte de 1995. În vecinătatea Soarelui (d<20 пк) находится более 3000 звезд, среди них около половины - двойные звезды всех типов, включая тесные спектральные и широкие визуальные.
Cel mai rapid sistem binar este sistemul binar J0806 + 1527 (stele de magnitudinea 21 din constelația Cancer) cu o perioadă orbitală de 321,5 secunde (5,4 minute). Sistemul este format din două pitice albe aflate la o distanță de 80 de mii de km una de alta (de aproape 5 ori mai aproape decât Luna de Pământ). Viteza de rotație a componentelor pe orbită este de aproximativ 1500 km pe secundă (5 milioane km pe oră).

2. Tipuri de stele binare (binare din punct de vedere fizic): stea multiplă
1. Dublu vizual stele a căror dualitate poate fi văzută cu un telescop. Până în prezent, în cataloagele WDS și CCDM există peste 78.000 și respectiv 110.000 de obiecte, doar câteva sute pot calcula orbita, iar pentru mai puțin de o sută de obiecte orbita este cunoscută cu suficientă precizie pentru a obține masa componentelor.
Cu cât stelele sunt mai departe unele de altele, cu atât se mișcă mai încet. Perechile în care distanța unghiulară este suficient de mare pentru ca stelele să fie rezolvate atunci când sunt privite cu telescop au adesea o perioadă orbitală de 50-100 de ani. De exemplu:
SIRIUS(α Canis Major) este cea mai strălucitoare stea vizibil pe cerul nostru. Este o stea triplă la 8,56 nw. ani de la noi. Sistemele de mai mult de două stele se numesc multipli.
Sirius A este steaua principală în primă fază, M A = 2,14M ¤, R A = 1,7R ¤, T = 10400K, L = 23,55L ¤, ρ A = 0,36 g / cm 3.
Sirius B (Catel) -pitic alb, descoperit in 1862 de A. Clarke (SUA) M B = M ¤, R B = 0,02R ¤, L = 0,002L ¤, ρ B = 180g / cm 3. Perioada de circulatie este de 49,9 ani cu o distanta de la Sirius A de la 8a.e la 32a.u. În fotografia din dreapta, există un mic punct de lumină.
A existat un mesaj în 1995 despre descoperirea lui Sirius S ??? - pitic roșu-brun, М С = 0,05М ¤, Т = 2000К, perioada orbitală 6,3 ani cu o distanță maximă de la Sirius A la 8 au, dar nu a fost încă confirmată.

2. Binare spectroscopice- identificate prin oscilaţii periodice sau bifurcări ale liniilor spectrale. Pe măsură ce membrii sistemului binar se mișcă pe orbite, viteza lor față de Pământ se schimbă în mod regulat. Variația vitezei duce la o modificare a lungimilor de undă în spectrul combinat al sistemului (așa-numitul efect Doppler). Studiul unor astfel de spectre face posibilă clarificarea detaliilor structurii stelelor și a orbitelor acestora. Aceste stele binare sunt recunoscute doar prin metode spectroscopice. Menstruația lor variază de obicei de la câteva zile la câteva săptămâni. Uneori, componentele sistemelor binare sunt atât de apropiate încât gravitația distorsionează forma sferică a stelelor. Ele pot face schimb de materie și pot fi înconjurate de un înveliș comun de gaz. Un disc de acreție se poate forma atunci când fluxurile de materie se îndreaptă spre steaua rotativă compactă a binarei. Energia eliberată este emisă în domeniul razelor X.
Primul Mizar(ζ B. Medveditsa), aflat la 78,2 ani sfinți de noi, s-a deschis E. Pickering(1889, SUA) - Mitsar A și Mitsar B, iar în 1964 s-a dovedit că fiecare stea este binară spectroscopică (apropo, Alcor este și binar spectroscopic). Până în 1980, au fost deja descoperite peste 2500 de stele, iar acum peste 4000 de stele din această clasă au fost descoperite în Galaxia noastră. Anumite perioade de binare spectroscopice sunt în intervalul de la 0,1084 zile. (gama Ursa Mică) până la 59,8 ani (dublu vizual xi al Ursei Majore). Majoritatea covârșitoare a binarelor spectroscopice au perioade de ordinul câtorva zile. Cel mai faimos și mai extins catalog este „SB9” (din engleza Spectral Binaries). În acest moment, există 2839 de obiecte în el. Pe imagine exemplu condiționat de bifurcare și deplasare a liniilor în spectrele stelelor binare spectroscopice.

3. Eclipsarea binarelor- modificarea luminozității lor datorită eclipsei unei componente a unei stele binare. Acest lucru se întâmplă dacă orbitele sistemului binar sunt orientate în spațiu astfel încât, atunci când sunt privite de pe Pământ, o stea trece în fața celeilalte. Un astfel de sistem are o luminozitate variabilă, deoarece o stea ascunde periodic lumina alteia. Peste 5.000 de astfel de stele sunt acum cunoscute. Cel mai faimos și descoperit pentru prima dată în 1669 de un italian G. Montanari(1632-1687) Algol(β Perseus, arabă „el gul” – diavol). Algol A - albastru și alb, MA = 5M ¤, RA = 3R ¤. Algol B - galben mat, M B = M ¤, R B = 3,2R ¤. Luminozitatea aparentă a sistemului variază de la 2,1 m până la 3,4 m cu o perioadă de 12,914 zile = 12dn20h48min53s. Perioada stabilită în 1782 J. Goodrike, care în 1783 a explicat corect motivul schimbării luciului. În 1784, Goodrike descoperă a doua stea care se eclipsează, β Lyra. Perioada sa este de 12 zile, 21 de ore și 56 de minute și, spre deosebire de Algol, luminozitatea se schimbă fără probleme. În 1911 astronomul rus S. N. Blazhko(1870-1956) a dezvoltat prima metodă generală de calcul a orbitelor binarelor eclipsante. În 1970, celebrul astronom sovietic P. N. Kholopov a descoperit pentru prima dată o stea variabilă pulsantă de tip RR Lyrae într-un sistem binar care se eclipsează. Acest sistem binar cu o perioadă de puțin peste două zile aparține unei galaxii sferice pitice din constelația Ursa Mică.
Deținătorul recordului dintre binarele de eclipsare este ε Carulîn 2700R ¤ - 5,7 miliarde km. Cu o perioadă de rotație a satelitului în jurul stelei principale timp de 27 de ani, eclipsa acestuia durează doi ani, ceea ce indică dimensiunea uriașă a stelei principale. Și după trecerea luminii satelitului prin atmosfera stelei principale, puteți studia structura atmosferei stelei principale.
Iar cea mai profundă eclipsă se observă în variabila cataclismică (eclipsare polară) J0155 + 0028 din constelația Cetus, care se stinge la fiecare 87 de minute cu 5 magnitudini (de la 15,0m la 20,0m), adică de 100 de ori! Eclipsele au fost descoperite în august 2002 de o studentă absolventă a Universității din Sankt Petersburg, Daria Dubkova, împreună cu colegii Nadezhda Kudryavtseva și Anti Hirv.
Dintr-o analiză a curbelor de lumină ale stelelor variabile care se eclipsează, se poate:

• determinați perioada de circulație T;
• determinați parametrii orbitelor componentelor (excentricitatea orbitală e, longitudinea periastronului ω și alți parametri);
• estimarea maselor componentelor;
• estimați raza stelelor R 1 și R 2

4. Dublu astrometric- sunt identificate prin deviația în mișcare (oscilații) a stelei principale, cauzată de mișcarea orbitală a satelitului mai slab. Dacă o stea este mult mai slabă decât cealaltă (un însoțitor invizibil), prezența ei poate fi detectată doar prin mișcarea aparentă a unui însoțitor mai strălucitor. Această metodă, ca și studiul deplasărilor spectrale, face posibilă determinarea prezenței sistemelor planetare în stele (descoperite în peste 180 de stele).
Câteva sisteme stelare:

3. Determinarea maselor stelelor în sisteme binare

	Deși există multe stele binare, orbitele lor au fost determinate în mod fiabil doar pentru aproximativ o sută. Folosind al treilea (rafinat) Legea lui Kepler obținem stele binare (binare fizice). P.G. Kulikovski
Din poza A = a "r = a" / π "	si tinand cont ca T = 1 si a = 1, iar masa Pamantului poate fi neglijata, obtinem in mase solare M 1 + M2 = A3: T2 ... Sau, ținând cont de raportul din figură, obținem M 1 + M 2 = a 3 / π 3 T 2 Pentru a determina masa fiecărei stele, este necesar să se determine distanța până la fiecare stea de la centrul de masă ( A = A 1 + A 2) și apoi obținem a doua ecuație M 1: M 2 = A 2: A 1 ... Rezolvând un sistem de două ecuații, puteți determina masa fiecărei stele.
Un studiu al maselor stelelor binare a arătat că acestea sunt limitate în intervalul de la 0,3 la 60 de mase solare. Mai mult, majoritatea stelelor au mase de la 0,3 la 3 mase solare.

III Asigurarea materialului
1. Conform fig. 85- luciu maxim, luciu minim
- perioada de fluctuatii de luminozitate
- care este amplitudinea modificării luminozității?
- Cât durează până când luciul se schimbă de la minim la maxim?
2. Exemplul nr. 12... Vedeți, notați soluția și găsiți masa fiecărei stele dacă raportul lor este 2: 1.
3. Sarcină:(pe cont propriu) Perioada orbitală a unei stele binare este de 100 de ani. Semi-axa majoră a orbitei vizibile este de 2", paralaxa stelei este de 0,05". Stelele sunt distanțate de centrul de masă la o distanță de 1: 4. Determină suma maselor și masei fiecărei stele. (din formula M 1 + M 2 = a 3 / π 3 T 2 M 1 + M 2 = 2 3 / 0,05 3 100 2 = 6,4 M ¤, în părțile 1 + 4 = 5, deci o parte reprezintă 6,4 M ¤: 5 = 1,28M ¤ atunci componentele au mase de 1,28M ¤ si 4. 1,28M ¤ = 5,12M ¤).

Rezumatul lecției
1. Ce stele se numesc binare?
2. Numiți tipurile de stele binare.
3. Cum poate fi determinată masa stelelor în sisteme binare?

4. Estimări.

Case:§26, întrebări p. 145-146, p. 153 (p. 2-7), rezumat (prezentare) pentru cei interesați de astronomie.

Stelele aruncă în spațiul deschis o cantitate uriașă, aproape în întregime reprezentată de diferite tipuri de raze. Energia totală de radiație a stelei, emisă pe o perioadă de timp - aceasta este luminozitatea stelei. Indicele de luminozitate este foarte important pentru studiul corpurilor de iluminat, deoarece depinde de toate caracteristicile stelei.

Primul lucru demn de remarcat atunci când vorbim despre luminozitatea unei stele este că aceasta poate fi ușor confundată cu alți parametri ai stelei. Dar în afaceri totul este foarte simplu - trebuie doar să știi de ce este responsabilă fiecare caracteristică.

Luminozitatea unei stele (L) reflectă în primul rând cantitatea de energie emisă de stea - și, prin urmare, este măsurată în wați, ca orice altă caracteristică cantitativă a energiei. Aceasta este o valoare obiectivă: nu se schimbă atunci când observatorul se mișcă. Acest parametru este 3,82 × 10 26 W. Indicele de luminozitate al stelei noastre este adesea folosit pentru a măsura luminozitatea altor stele, ceea ce este mult mai convenabil pentru comparație - atunci este marcat ca L ☉, (☉ este un simbol grafic al Soarelui.)

Evident, cea mai informativă și universală caracteristică dintre cele de mai sus este luminozitatea. Deoarece acest parametru afișează intensitatea radiației unei stele în cel mai detaliu, poate fi folosit pentru a afla multe caracteristici ale unei stele - de la dimensiune și masă la intensitate.

Luminozitate de la A la Z

Nu este necesar să căutați o sursă de radiație într-o stea pentru o lungă perioadă de timp. Toată energia care poate părăsi lumina este creată în procesul reacțiilor de fuziune termonucleară. Atomii de hidrogen, fuzionați sub presiunea gravitației în heliu, eliberează o cantitate enormă de energie. Și în stele nu numai hidrogenul, ci și heliul - uneori și elemente mai masive, până la fier - „ard” mai masiv. Energia devine apoi de multe ori mai mare.

Cantitatea de energie eliberată în timpul unei reacții nucleare depinde direct de - cu cât este mai multă, cu atât gravitația comprimă mai mult miezul stelei și cu atât mai mult hidrogen se transformă simultan în heliu. Dar nu numai energia nucleară determină luminozitatea unei stele - la urma urmei, ea trebuie totuși radiată spre exterior.

Și aici intervine zona de radiații. Influența sa în procesul de transfer de energie este foarte mare, ceea ce este ușor de verificat chiar și în viața de zi cu zi. O lampă incandescentă, al cărei filament se încălzește până la 2800 ° C, nu va schimba semnificativ temperatura din cameră timp de 8 ore de funcționare - iar o baterie obișnuită cu o temperatură de 50–80 ° C va putea încălzi loc la o înfundare vizibilă. Diferența de eficiență se datorează diferențelor în cantitatea de suprafață care emite energie.

Raportul dintre aria nucleului unei stele și este adesea proporțional cu proporțiile filamentului unui bec și al unei baterii - diametrul nucleului poate fi doar o zece miimi din diametrul total al stea. Astfel, luminozitatea unei stele este serios afectată de zona suprafeței sale emițătoare - adică suprafața stelei în sine. Temperatura de aici se dovedește a nu fi atât de semnificativă. Incandescenta suprafetei stelei este cu 40% mai mica decat temperatura fotosferei Soarelui - dar datorita dimensiunilor sale mari, luminozitatea sa o depaseste de 150 de ori pe cea a Soarelui.

Se pare că în calcularea luminozității unei stele, rolul mărimii este mai important decât energia nucleului? Nu chiar. Giganții albaștri cu luminozitate și temperatură ridicate au o luminozitate similară cu supergiganții roșii, care sunt mult mai mari. Este, de asemenea, cea mai masivă și una dintre cele mai fierbinți stele, cu cea mai mare luminozitate dintre toate stele cunoscute. Până la deschiderea unui nou deținător de record, acest lucru pune capăt discuției despre cel mai important parametru al luminozității.

Utilizarea luminozității în astronomie

Luminozitate

Multă vreme, astronomii au crezut că diferența de luminozitate aparentă a stelelor este legată doar de distanța până la acestea: cu cât steaua este mai departe, cu atât ar trebui să apară mai puțin strălucitoare. Dar când distanțele până la stele au devenit cunoscute, astronomii au descoperit că uneori stelele mai îndepărtate au o strălucire aparentă mai mare. Aceasta înseamnă că strălucirea aparentă a stelelor depinde nu numai de distanța lor, ci și de puterea reală a luminii lor, adică de luminozitatea lor. Luminozitatea unei stele depinde de mărimea suprafeței stelelor și de temperatura acesteia. Luminozitatea unei stele își exprimă adevărata intensitate luminoasă în comparație cu cea a Soarelui. De exemplu, când se spune că luminozitatea lui Sirius este de 17, aceasta înseamnă că adevărata intensitate a luminii sale este de 17 ori intensitatea soarelui.

Determinând luminozitățile stelelor, astronomii au stabilit că multe stele sunt de mii de ori mai strălucitoare decât Soarele, de exemplu, luminozitatea lui Deneb (alpha Cygnus) - 9400. Printre stele se numără și cele care emit de sute de mii de ori mai multă lumină. decât Soarele. Un exemplu este steaua notată cu litera S în constelația Dorado. Strălucește de 1.000.000 de ori mai strălucitor decât Soarele. Alte stele au aceeași sau aproape aceeași luminozitate ca Soarele nostru, de exemplu, Altair (Alpha Eagle) -8. Există stele a căror luminozitate se exprimă în miimi, adică intensitatea lor luminoasă este de sute de ori mai mică decât cea a Soarelui.

Culoarea, temperatura și compoziția stelelor

Stelele sunt de diferite culori. De exemplu, Vega și Deneb sunt albe, Capella este gălbuie și Betelgeuse este roșiatică. Cu cât temperatura stelei este mai scăzută, cu atât este mai roșie. Temperatura stelelor albe atinge 30.000 și chiar 100.000 de grade; temperatura stelelor galbene este de aproximativ 6000 de grade, iar temperatura stelelor roșii este de 3000 de grade și mai jos.

Stelele sunt compuse din substanțe gazoase incandescente: hidrogen, heliu, fier, sodiu, carbon, oxigen și altele.

Un grup de stele

Stelele din vastul spațiu al Galaxiei sunt distribuite destul de uniform. Dar unele dintre ele încă se acumulează în anumite locuri. Desigur, chiar și acolo, distanțele dintre stele sunt încă foarte mari. Dar, din cauza distanțelor gigantice, astfel de stele foarte apropiate arată ca un grup de stele. De aceea se numesc așa. Cel mai faimos dintre grupurile stelare este Pleiadele din constelația Taurului. Cu ochiul liber se pot distinge 6-7 stele în Pleiade, situate foarte aproape una de alta. Mai mult de o sută dintre ele pot fi văzute printr-un telescop într-o zonă mică. Acesta este unul dintre clusterele, în care stelele formează un sistem mai mult sau mai puțin izolat, conectat printr-o mișcare comună în spațiu. Acest cluster stelar are aproximativ 50 de ani-lumină în diametru. Dar chiar și cu apropierea aparentă a stelelor din acest grup, ele sunt de fapt destul de departe una de cealaltă. În aceeași constelație, înconjurând steaua sa principală - cea mai strălucitoare - roșiatică Al-Debaran, există un alt grup de stele, mai împrăștiat - Hyades.

Unele grupuri de stele din telescoape slabe arată ca niște pete neclare, neclare. La telescoapele mai puternice, aceste pete, în special spre margini, se dezintegrează în stele individuale. Telescoapele mari fac posibilă stabilirea faptului că acestea sunt grupuri de stele deosebit de apropiate, de formă sferică. Prin urmare, astfel de grupuri sunt numite globulare. În prezent sunt cunoscute peste o sută de grupuri de stele globulare. Toți sunt foarte departe de noi. Fiecare dintre ele este formată din sute de mii de stele.

Întrebarea despre ce este lumea stelelor, se pare că este una dintre primele întrebări cu care s-a confruntat omenirea în zorii civilizației. Orice persoană care contemplă cerul înstelat conectează involuntar cele mai strălucitoare stele împreună în cele mai simple figuri - pătrate, triunghiuri, cruci, devenind creatorul involuntar al propriei hărți a cerului înstelat. Strămoșii noștri au mers în același mod, împărțind cerul înstelat în combinații clare de stele numite constelații. În culturile antice găsim referiri la primele constelații identificate cu simbolurile zeilor sau mituri, care au ajuns până la noi sub forma unor nume poetice - constelația Orion, constelația Hounds, constelația Andromeda etc. Aceste nume, parcă, simbolizează ideile strămoșilor noștri despre eternitatea și imuabilitatea universului, constanța și imuabilitatea armoniei cosmosului.

Luminozitatea stelelor Luminozitate stele, intensitatea luminii stelei, adică mărimea fluxului luminos emis de stea, închisă într-un singur unghi solid. Termenul „luminozitate a unei stele” nu corespunde termenului „luminozitate” din fotometria generală. Stelara se poate raporta atât la orice regiune a spectrului stelei (stelară vizuală, stelare fotografică, etc.), cât și la radiația sa totală (stelară bolometrică). S. unei stele este de obicei exprimat în unități de luminozitate a Soarelui, egal cu 3 · 1027 lumânări internaționale, sau 3,8 · 1033 erg/sec. Luminozitățile stelelor individuale sunt foarte diferite una de cealaltă: există stele a căror luminozitate bolometrică ajunge la jumătate de milion în unități din luminozitatea Soarelui (stele supergigant din clasa spectrală O), precum și stele cu o luminozitate bolometrică de sute. de mii de ori mai jos decât cel al Soarelui. Se presupune că există stele cu luminozitate și mai mică. Alături de masele, razele și temperaturile de suprafață ale stelelor, luminozitățile sunt cele mai importante caracteristici ale stelelor. Relația dintre aceste caracteristici stelare este considerată în astrofizica teoretică. S. steaua L este asociată cu absolutul magnitudinea stelară M dependenta:

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

Vezi și art. Stele sau T. cu ea.

Marea Enciclopedie Sovietică. - M .: Enciclopedia sovietică. 1969-1978 .

Vedeți ce înseamnă „Luminozitatea unei stele” în alte dicționare:

În fizica generală, luminozitatea este densitatea fluxului de energie luminoasă într-o direcție dată. În fizica experimentală a particulelor elementare, luminozitatea este parametrul unui accelerator sau ciocnizor care caracterizează intensitatea coliziunii fasciculelor care se ciocnesc ... Wikipedia

O cantitate măsurată prin raportul dintre energia totală pe care o emite o stea și timpul de radiație. Unitatea de stele S. în wați SI. C. Soarele, egal cu 3,86 · 1026 W, este folosit ca unitate de luminozitate a altor stele... Dicţionar astronomic

Luminozitatea este un termen folosit pentru a se referi la anumite mărimi fizice. Cuprins 1 Luminozitatea fotometrică 2 Luminozitatea unui corp ceresc ... Wikipedia

Stelele sunt puterea radiației. De obicei exprimată în unități egale cu luminozitatea Soarelui L? = 3,86 × 1026 W... Dicţionar enciclopedic mare

Corpuri cerești luminoase fierbinți precum Soarele. Stelele variază ca mărime, temperatură și luminozitate. După mulți parametri, Soarele este o stea tipică, deși pare mult mai strălucitoare și mai mare decât toate celelalte stele, deoarece este situat mult mai aproape de ... ... Enciclopedia lui Collier

I Luminozitatea într-un punct de pe o suprafață, raportul dintre fluxul luminos (vezi Fluxul luminos) care emană de la un element de suprafață mic care conține un punct dat și aria acelui element. Una dintre cantitățile de lumină (vezi cantități de lumină). ... ... Marea Enciclopedie Sovietică

LUMINANȚA, luminozitatea absolută a unei STELE, cantitatea de energie emisă de suprafața ei pe secundă. Este exprimat în wați (jouli pe secundă) sau în termeni de luminozitate a soarelui. Luminozitatea bolometrică măsoară puterea totală a luminii unei stele la ...... Dicționar enciclopedic științific și tehnic

LUMINANȚA unei stele, puterea radiației. Exprimat de obicei în unități egale cu luminozitatea Soarelui L¤ = 3,86 × 1026 W ... Dicţionar enciclopedic

Stele de dimensiuni mari și luminozități mari. Raza gigantului atinge de 1000 de ori razele Soarelui, iar luminozitatea este de 1000 de ori mai mare decât luminozitatea Soarelui. Giganții au densități medii scăzute datorită cochiliilor subțiri extinse. Niste ... ... Dicţionar astronomic

Stele, puterea radiației. De obicei exprimat în unități de luminozitate a Soarelui 1,0 = 3,86 * 1026 W ... Științele naturii. Dicţionar enciclopedic

Ca rezultat al muncii extraordinare efectuate 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 propriul nostru sistem planetar.
Indiferent cât de diverse sunt stelele în caracteristicile lor fizice, există totuși limite ale posibilului pentru ele. Nu orice stea pe care fantezia umană este capabilă să o creeze ar putea exista cu adevărat. Stelele pot fi corpuri cosmice doar cu o astfel de masă care este cuprinsă în anumite limite.
Dacă masa unui corp ceresc nu depășește 0,02 din masa Soarelui, acesta nu poate deveni autoluminos. Cu o masă corporală mai mare, presiunea și temperatura din intestine 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 cu masa lui Jupiter, nu pot exista. Dintr-un astfel de raționament se stabilește o limită inferioară a posibilelor mase de stele.
„Caracteristicile” vedetelor au fost menționate mai sus. Principalele caracteristici ale unei stele sunt masa, raza (fără a număra straturile transparente exterioare), luminozitatea (cantitatea totală de energie radiată); aceste cantități sunt adesea exprimate în fracțiuni din masa, raza și luminozitatea Soarelui. Pe lângă parametrii principali, se folosesc derivații acestora: temperatura efectivă; clasă spectrală care caracterizează gradul de ionizare și excitație a atomilor din atmosfera stelară; magnitudinea stelară absolută (adică magnitudinea stelară pe care o stea ar avea-o la o distanță standard de 10 parsecs). Să luăm în considerare unele dintre ele mai detaliat.

Masa de stele

În esență, astronomia nu a avut și nu are în prezent o metodă de determinare directă și independentă a masei unei stele izolate, adică care nu face parte din sisteme multiple. Și acesta este un dezavantaj destul de serios al științei noastre despre Univers. Dacă ar exista o astfel de metodă, progresul cunoștințelor noastre ar fi mult mai rapid.
„Mase de stele variază în limite relativ înguste. Există foarte puține stele a căror mase este de 10 ori mai mare sau mai mică decât cea a soarelui. Într-o astfel de situație, astronomii acceptă în mod tacit că stelele cu aceeași luminozitate și culoare au aceeași mase. Sunt definite doar pentru sisteme binare. Afirmația că o singură stea cu aceeași luminozitate și culoare are aceeași masă ca „sora” sa binară trebuie 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

În cazul în care M1 și M2 sunt masele stelei principale și ale satelitului său, P este perioada orbitală a satelitului și este semi-axa majoră a orbitei Pământului."
Cea mai ușoară dintre stele, aparent, poate fi găsită printre așa-numiții sateliți invizibili de stele.
În prezent, există câteva zeci de stele care zboară în spațiu de-a lungul unei curbe ușor întortocheate și ondulate. 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, traiectoria ondulată a zborului unei stele observată de noi este rezultatul adunării a două mișcări la care aceasta participă simultan - mișcarea în jurul centrului galaxiei și revoluția, împreună cu însoțitorul său invizibil, în jurul unui centru de masă comun. .
După natura traiectoriei unei stele, puteți calcula masa și orbita companionului său invizibil. Rezultate interesante în acest sens au fost obținute pentru steaua 61 Cygnus, aceeași stea la care în 1838 Bessel a determinat distanța aproape de 11 ani lumină.
Steaua 61 Cygnus este dublă. Cu alte cuvinte, este un sistem de doi sori, portocaliu și roșu, dintre care a doua stea roșie este de două ori 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 orbitei sale. S-a dovedit că un satelit invizibil din sistemul 61 Cygnus 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. Este imposibil să consideri acest corp ceresc invizibil o planetă. Masa sa este de 0,024 ori masa Soarelui, adică este mai mare decât masa minimă la care corpul devine inevitabil o stea. Prin urmare, putem fi siguri că sistemul 61 Cygnus este format din trei stele, iar a treia sa componentă invizibilă este una dintre cele mai puțin masive stele.
Natura limitează stelele din partea unor mase foarte mari. Pentru a înțelege ce a cauzat această limitare, să încercăm să ne imaginăm situația din măruntaiele unei stele.
Fiecare stea obișnuită este o minge de gaz extrem de fierbinte. În fiecare punct al stelei acționează trei forțe. În primul rând, forța gravitației, trăgând o particulă a unei stele în centrul său. În al doilea rând, presiunea gazului, care, încercând să se extindă, împinge aceeași particulă în direcția opusă, la suprafața stelei. Și, în sfârșit, în al treilea rând, presiunea luminii, care străpunge din interiorul stelei spre exterior și, prin urmare, unindu-și eforturile cu presiunea gazului.
În fiecare punct al stelei, lupta celor trei forțe se termină, în esență, în nimic. Toate sunt echilibrate 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 care izbucnește din interior s-ar „destrăma” în bucăți. Dacă steaua nu mai emite lumină sau dacă gazul și-ar fi pierdut brusc elasticitatea, steaua s-ar fi comprimat puternic, trecând într-o altă stare, „nestelară”.
De fapt, stelele pe care le observăm sunt dominate de stabilitate și echilibru. Dar s-ar putea să nu fie întotdeauna cazul. Odată cu creșterea masei unei stele, luminozitatea acesteia crește, adică. cantitatea de lumină emisă din interiorul unei stele. Cu o masă foarte mare, de exemplu, de mii de ori masa Soarelui, echilibrul celor trei forțe va fi cu siguranță perturbat. Presiunea luminii va deveni atât de puternică încât va submina stabilitatea stelei din interior.
Dintre stelele cunoscute, steaua lui Plaskett este considerată cea mai masivă, este binară, 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 și, în această capacitate, depășesc Soarele de 50-60 de ori.
Întrebarea existenței „superstarurilor”, adică a obiectelor stelare, a căror masă poate depăși masa solară de milioane și chiar miliarde de ori, este încă deschisă.

Densitatea stelelor

Deoarece dimensiunile stelelor diferă semnificativ mai mult decât masele lor, atunci densitățile medii ale stelelor sunt foarte diferite unele de altele. Giganții și supergiganții au densități foarte scăzute. De exemplu, densitatea Betelgeuse este de aproximativ 10-3 kg / m3. Cu toate acestea, 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. Sunt cunoscute acum pitice albe mult mai dense (1010-1011 kg/m3). Densitățile uriașe ale piticelor albe se explică prin proprietățile speciale ale materiei acestor stele, care este reprezentată de 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 ​​solidele și lichidele obișnuite pe care le întâlnim în condiții terestre. 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 este considerat a fi un „gaz”, având în vedere că distanța dintre particule, chiar și la piticele albe dense, este de multe ori mai mare decât nucleele atomilor sau ale electronilor înșiși.

Luminozitatea stelelor

Unele stele ni se par mai strălucitoare, altele mai slabe. Dar aceasta nu vorbește încă despre adevărata putere de radiație a stelelor, deoarece acestea sunt situate 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 pe care o emite o stea pe unitatea de timp. Luminozitățile stelelor sunt extrem de diverse. Una dintre stele gigantice, S Dorado, are o luminozitate de 500.000 de ori mai mare decât cea a Soarelui, iar luminozitatea celor mai slabe stele pitice este de aproximativ aceeași 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 puternic. Din aceasta devine clar de ce a treia componentă a sistemului 61 Cygnus rămâne invizibilă pentru moment. Această stea conține atât de puțină materie încât radiația sa foarte slabă nu poate fi detectată cu telescoapele moderne.
„Caracteristica luminozității este așa-numita mărime absolută a unei stele. Mărimea aparentă a stelelor depinde, pe de o parte, de luminozitatea și culoarea sa, pe de altă parte, de distanța până la ea. Dacă ne referim la orice stea la distanța standard convențională de 10 ps, ​​atunci magnitudinea sa va fi numită „absolută”. Să ilustrăm acest lucru cu un exemplu. Dacă magnitudinea stelară aparentă (relativă) a Soarelui (determinată de fluxul de radiație de la acesta) este -26,8, atunci la o distanță de 10 ps (care este de aproximativ 2 milioane de ori distanța reală de la Pământ la Soare) stelele sale magnitudinea va fi de aproximativ +5. La o asemenea distanță, lumina noastră de zi ar părea a fi un asterisc, abia vizibil cu ochiul liber (amintim că cele mai slabe stele vizibile cu ochiul liber au o magnitudine de +6). Stelele cu luminozitate mare au valori absolut negative, de exemplu -7, -5. Stelele cu luminozitate scăzută sunt caracterizate de valori absolute pozitive mari, de exemplu, +10, +12 etc.
Dacă se cunoaște magnitudinea stelară absolută, atunci luminozitatea oricărei stele poate fi calculată folosind formula

Lg L = 0,4 (M-Mс)

Unde: L este luminozitatea stelei, M este magnitudinea sa stelară absolută și Mс este magnitudinea stelară absolută a Soarelui."