Taivaankappaleiden luonnehdinta voi olla hyvin hämmentävää. Vain tähdillä on näennäinen, absoluuttinen magnitudi, valoisuus ja muut parametrit. Yritämme käsitellä jälkimmäistä. Mikä on tähtien kirkkaus? Onko sillä mitään tekemistä niiden näkyvyyden kanssa yötaivaalla? Mikä on auringon kirkkaus?
Tähtien luonne
Tähdet ovat erittäin massiivisia kosmisia kappaleita, jotka lähettävät valoa. Ne muodostuvat kaasuista ja pölystä painovoiman puristuksen seurauksena. Tähtien sisällä on tiheä ydin, jossa tapahtuu ydinreaktioita. Ne saavat tähdet loistamaan. Valaisimien pääominaisuudet ovat spektri, koko, kirkkaus, kirkkaus, sisäinen rakenne. Kaikki nämä parametrit riippuvat tietyn tähden massasta ja sen kemiallisesta koostumuksesta.
Näiden taivaankappaleiden tärkeimmät "rakentajat" ovat helium ja vety. Niihin verrattuna pienempi määrä voi sisältää hiiltä, happea ja metalleja (mangaania, piitä, rautaa). Nuorissa tähdissä on eniten vetyä ja heliumia, ja ajan myötä niiden osuudet pienenevät ja väistyvät muille alkuaineille.
Wotähden sisäalueilla ympäristö on erittäin "kuuma". Lämpötila niissä saavuttaa useita miljoonia kelvinejä. On jatkuvia reaktioita, joissa vety muuttuu heliumiksi. Pinnalla lämpötila on paljon alhaisempi ja saavuttaa vain muutaman tuhannen kelvinin.
Mikä on tähtien kirkkaus?
Fuusioreaktioihin tähtien sisällä liittyy energian vapautumista. Valovoimaa kutsutaan myös fysikaaliseksi suureksi, joka heijastaa tarkalleen kuinka paljon energiaa taivaankappale tuottaa tietyssä ajassa.
Se sekoitetaan usein muihin parametreihin, kuten yötaivaan tähtien kirkkauteen. Kirkkaus tai näennäinen arvo on kuitenkin likimääräinen ominaisuus, jota ei mitata millään tavalla. Se liittyy suurelta osin valaisimen etäisyyteen Maasta ja kuvaa vain sitä, kuinka hyvin tähti näkyy taivaalla. Mitä pienempi tämän arvon luku on, sitä suurempi on sen näennäinen kirkkaus.
Toisin kuin se, tähtien kirkkaus on objektiivinen parametri. Se ei riipu siitä, missä tarkkailija on. Tämä on tähdelle ominaista, joka määrittää sen energiavoiman. Se voi muuttua taivaankappaleen evoluution eri jaksoissa.
Likimääräinen valovoima, mutta ei identtinen, on absoluuttinen suuruus. Se ilmaisee tähden kirkkautta, joka näkyy tarkkailijalle 10 parsekin tai 32,62 valovuoden etäisyydellä. Sitä käytetään yleisesti laskettaessa tähtien kirkkautta.
Valovoiman määritys
Taivaankappaleen lähettämä energiamäärä määritetään watteina (W), jouleina sekunnissa(J/s) tai ergs sekunnissa (erg/s). On olemassa useita tapoja löytää vaadittu parametri.
Se voidaan helposti laskea kaavalla L=0, 4(Ma -M), jos tiedät halutun tähden itseisarvon. Joten latinalainen kirjain L tarkoittaa valoisuutta, kirjain M on absoluuttinen magnitudi ja Ma on auringon absoluuttinen magnitudi (4,83 Ma).
Toinen tapa sisältää enemmän tietoa valaisimesta. Jos tiedämme sen pinnan säteen (R) ja lämpötilan (Tef), niin valoisuus voidaan määrittää kaavalla L=4pR 2sT4ef. Latinalainen s tarkoittaa tässä tapauksessa vakaata fyysistä määrää - Stefan-Boltzmannin vakiota.
Aurinkomme kirkkaus on 3,839 x 1026 wattia. Yksinkertaisuuden ja selkeyden vuoksi tutkijat yleensä vertaavat kosmisen kappaleen kirkkautta tähän arvoon. Joten on olemassa kohteita, jotka ovat tuhansia tai miljoonia kertoja heikompia tai voimakkaampia kuin Aurinko.
Tähtien kirkkausluokat
Vertaakseen tähtiä keskenään astrofyysikot käyttävät erilaisia luokituksia. Ne on jaettu spektrien, koon, lämpötilojen jne. Mutta useimmiten täydellisemmän kuvan saamiseksi käytetään useita ominaisuuksia kerralla.
On olemassa keskeinen Harvardin luokitus, joka perustuu valaisimien lähettämiin spektreihin. Siinä käytetään latinalaisia kirjaimia, joista jokainen vastaa tiettyä säteilyn väriä (O-sininen, B - valkoinen-sininen, A - valkoinen jne.).
Saman spektrin tähdillä voi olla erilaisiakirkkaus. Siksi tutkijat ovat kehittäneet Yerk-luokituksen, joka ottaa huomioon myös tämän parametrin. Hän erottaa ne kirkkaudella niiden absoluuttisen suuruuden perusteella. Samanaikaisesti jokaiselle tähtityypille ei osoiteta vain spektrin kirjaimia, vaan myös kirkkaudesta vastaavat numerot. Joten jaa:
- hypergiants (0);
- kirkkaimmat superjättiläiset (Ia+);
- kirkkaat superjättiläiset (Ia);
- normaalit superjättiläiset (Ib);
- kirkkaat jättiläiset (II);
- normaalit jättiläiset (III);
- subgiants (IV);
- pääsekvenssin kääpiöt (V);
- subdwarfs (VI);
- valkoiset kääpiöt (VII);
Mitä suurempi kirkkaus, sitä pienempi itseisarvon arvo. Jättiläisille ja superjättiläisille se on merkitty miinusmerkillä.
Tähtien absoluuttisen arvon, lämpötilan, spektrin ja kirkkauden välinen suhde näkyy Hertzsprung-Russell-kaaviossa. Se hyväksyttiin vuonna 1910. Kaavio yhdistää Harvardin ja Yorkin luokitukset ja antaa sinun tarkastella ja luokitella valaisimia kokonaisv altaisemmin.
Valovoimaero
Tähtien parametrit ovat vahvasti yhteydessä toisiinsa. Kirkkauteen vaikuttaa tähden lämpötila ja sen massa. Ja ne riippuvat suurelta osin tähden kemiallisesta koostumuksesta. Tähden massa kasvaa, mitä vähemmän raskaita alkuaineita se sisältää (vetyä ja heliumia raskaampaa).
Hyperjättiläisten ja erilaisten superjättien massat ovat suurimmat. Ne ovat maailmankaikkeuden voimakkaimpia ja kirkkaimpia tähtiä, mutta samalla ne ovat harvinaisimpia. Kääpiöillä päinvastoin on pieni massa jakirkkautta, mutta muodostavat noin 90 % kaikista tähdistä.
Massiivisin tällä hetkellä tunnettu tähti on sininen hyperjättiläinen R136a1. Sen kirkkaus ylittää auringon valon 8,7 miljoonaa kertaa. Cygnuksen tähdistössä oleva muuttuva tähti (P Cygnus) ylittää Auringon kirkkaudellaan 630 000 kertaa ja S Doradus ylittää tämän parametrin 500 000 kertaa. Yksi pienimmistä tunnetuista tähdistä, 2MASS J0523-1403, on valovoim altaan 0,00126 Auringosta.
