Звезды. Светимость, спектр и классификация.
Одни звезды светят более мощно, другие – слабее. Мощность излучения звезды называется светимостью. Светимость – это полная энергия, излучаемая звездой за 1 секунду. Светимость звезды характеризует поток энергии, излучаемой звездой по всем направлениям, и имеет размерность мощности Дж/с или Вт. Светимость определяется, если известны видимая величина и расстояние до звезды. Если для определения видимой величины астрономия располагает вполне надежными инструментальными методами, то расстояние до звезд определить не так просто. Абсолютная звездная величина Солнца во всем диапазоне излучения (болометрическая величина) M = 4,72, его светимость L = 3,86∙10 26 Вт. Зная абсолютную звездную величину, можно найти светимость: lg L/L = 0,4 (M – M).
| Звезда | Светимость |
| Сириус | 22 L |
| Канопус | 4 700 L |
| Арктур | 107 L |
| Вега | 50 L |
Светимости других звезд определяют в относительных единицах, сравнивая со светимостью Солнца. Известны звезды, излучающие в десятки тысяч раз меньше, чем Солнце. А звезда S Золотой Рыбы, видимая только в странах южного полушария Земли как звездочка 8-й звездной величины (не видимая невооруженным глазом!), в миллион раз ярче Солнца, ее абсолютная звездная величина М = –10,6. По светимости звезды могут отличаться в миллиард раз. Среди звезд очень высокой светимости выделяют гиганты и сверхгиганты. Большинство гигантов имеет температуру 3 000–4 000 К, поэтому их называют красными гигантами.
Альдебаран – красный гигант в созвездии Тельца.
Альфа Ориона – Бетельгейзе. Сверхгиганты, например, Бетельгейзе – самые мощные источники света. Звезды, имеющие маленькую светимость, называются карликами.
Небольшая точка рядом с Сириусом – его спутник, белый карлик Сириус B. Спектры звезд – это их паспорта с описанием всех звездных особенностей. Звезды состоят из тех же химических элементов, которые известны на Земле, но в процентном отношении в них преобладают легкие элементы: водород и гелий. По спектру звезды можно узнать ее светимость, расстояние до звезды, температуру, размер, химический состав ее атмосферы, скорость вращения вокруг оси, особенности движения вокруг общего центра тяжести. Спектральный аппарат, устанавливаемый на телескопе, раскладывает свет звезды по длинам волн в полоску спектра. По спектру можно узнать, какая энергия приходит от звезды на различных длинах волн и оценить очень точно ее температуру. Цвет и спектр звезд связан с их температурой. В холодных звездах с температурой фотосферы 3 000 К преобладает излучение в красной области спектра. В спектрах таких звездах много линий металлов и молекул. В горячих голубых звездах с температурой свыше 10 000–15 000 К большая часть атомов ионизована. Полностью ионизованные атомы не дают спектральных линий, поэтому в спектрах таких звездах линий мало.
Согласно спектрам звезды делятся на спектральные классы:
|
Спектры различных звезд. Характерной особенностью звездных спектров также является наличие у них огромного количества линий поглощения, принадлежащих различным элементам. Тонкий анализ этих линий позволил получить особенно ценную информацию о природе наружных слоев звезд.
Химический состав наружных слоев звезд, откуда к нам непосредственно приходит их излучение, характеризуется полным преобладанием водорода. На втором месте находится гелий, а количество остальных элементов достаточно невелико. Приблизительно на каждые десять тысяч атомов водорода приходится тысяча атомов гелия, около 10 атомов кислорода, немного меньше углерода и азота и всего лишь один атом железа. Примеси остальных элементов совершенно ничтожны. Без преувеличения можно сказать, что звезды состоят из водорода и гелия с небольшой примесью более тяжелых элементов. Хорошим индикатором температуры наружных слоев звезды является ее цвет. Горячие звезды спектральных классов О и В имеют голубой цвет; звезды, сходные с нашим Солнцем (спектральный класс которого G2), представляются желтыми, звезды же спектральных классов К и М – красные. В астрофизике имеется тщательно разработанная и вполне объективная система цветов. Она основана на сравнении наблюдаемых звездных величин, полученных через различные строго эталонированные светофильтры. Количественно цвет звезд характеризуется разностью двух величин, полученных через два фильтра, один из которых пропускает преимущественно синие лучи («В»), а другой имеет кривую спектральной чувствительности, сходную с человеческим глазом («V»). Техника измерений цвета звезд настолько высока, что по измеренному значению B-V можно определить спектральный класс звезды с точностью до подкласса. Для слабых звезд анализ цветов – единственная возможность их спектральной классификации.
Гарвардская спектральная классификация основана на наличии или отсутствии, а также относительной интенсивности определенных спектральных линий.
Кроме перечисленных в таблице основных спектральных классов для относительно холодных звезд имеются еще классы N и R (полосы поглощения молекул углерода C2, циана CN и окиси углерода CO), класс S (полосы окисей титана TiO и циркония ZrO), а также для самых холодных звезд – класс L (полоса CrH, линии рубидия, цезия, калия и натрия). Для объектов субзвездного типа – «коричневых карликов», промежуточных по массе между звездами и планетами, недавно введен специальный спектральный класс T (полосы поглощения воды, метана и молекулярного водорода). Спектральные классы О, В, А часто называют горячими или ранними, классы F и G – солнечными, а классы К и М – холодными или поздними спектральными классами. Для более тонкого определения звездных спектров интервалы между перечисленными классами делятся на 10 частей-подклассов. Например, F5 – это спектр, средний между F0 и G0. Спектральный класс Солнца – G2.
Возможность измерять и сравнивать блеск разных звезд привела к открытию новой области в астрономии – колориметрии. Колориметрия – это измерение цвета звезд и его изучение.
Ощущение цвета чисто субъективное, оно зависит от реакции сетчатки глаза наблюдателя. Цветочувствительность глаза человека ограничена примерно следующей областью: от фиолетовых лучей (4 000 A) до красных лучей (7 500 A). Звезды излучают энергию во всех диапазонах электромагнитного спектра, не только в видимой области. Цвета звезд определяются отношением интенсивностей излучения в двух или нескольких областях спектра. Вначале цвет звезд предложили измерять при помощи фотографий. Если звезду сфотографировать на две фотопластинки, одна из которых чувствительна к более коротким, синим лучам, а вторая – к более длинным, красным лучам, то почернение, то есть видимая звездная величина на разных фотопластинках будет разная. Разность между фотографическими звездными величинами назвали показателем цвета CI (англ. color index).
CI = m(1) – m(2). Красные звезды имеют положительные показатели цвета, а бело-голубые звезды – отрицательные. С развитием техники фотометрических измерений и появлением фотоумножителей договорились употреблять систему цветов U, B, V. Система U, B, V заменила прежнюю фотографическую и фотовизуальную систему определения цветов. Система цветов U измеряет звездные величины в ультрафиолетовой области спектра, система цветов В – в обычной фотографической области, которая соответствует синим лучам, а система цветов V – в области того цвета, который преобладает в освещении нашей планеты, т.е. желтого цвета.
Система UBV.
Показатель цвета B-V позволяет сравнивать интенсивности излучения в синих и желтых лучах, а показатель цвета U-B в ультрафиолетовом и синем диапазоне спектра. Условились считать, что показатель цвета B-V для звезды класса АО равен нулю. Это соответствует потоку квантов с длиной волны 5 550 A. Если показатель цвета звезды главной последовательности отрицательный, то это звезда ранних спектральных классов с температурой поверхности больше 10 000 К. Если показатель цвета положительный, то это звезда поздних спектральных классов с температурой поверхности менее 10 000 К. Таким образом, в колориметрии устанавливается связь между показатель цвета B-V, спектральным классом и температурой фотосферы для звезд главной последовательности. Звезды, за редчайшим исключением, наблюдаются как точечные источники излучения. Это означает, что их угловые размеры очень малы. Даже в самые большие телескопы нельзя увидеть звезды в виде «реальных» дисков. Звезда даже в самый большой телескоп не может быть разрешена.
Методы определения размеров звезд:
- по наблюдениям затмения Луной звезды можно определить угловой размер, а, зная расстояние до звезды, можно определить ее истинные, линейные размеры;
- непосредственно размеры звезды можно измерить на специальном приборе – оптическом интерферометре;
- размеры звезды можно рассчитать теоретически, исходя из оценок полной светимости и температуры по закону Стефана – Больцмана.
Сравнительные размеры Солнца и карликов.
Размеры звезд существенно различаются между собой: существуют карлики, гиганты и обычные звезды, которых большинство. Измерения показали, что размеры белых карликов – несколько тысяч километров, а размеры красных гигантов сравнимы с размерами Солнечной системы. Масса звезды – едва ли не самая важная ее характеристика. Масса определяет весь жизненный путь звезды. Массу можно оценить для звезд, входящих в двойные звездные системы, если известны большая полуось орбиты а и период обращения T. В этом случае массы определяются из третьего закона Кеплера, который может быть записан в следующем виде: здесь М1 и М2 – массы компонент системы, G – гравитационная постоянная. Уравнение дает сумму масс компонент системы. Если к тому же известно отношение орбитальных скоростей, то их массы можно определить отдельно. К сожалению, только для сравнительно небольшого количества двойных систем можно таким образом определить массу каждой из звезд.
Все другие способы оценок массы – косвенные. В сущности говоря, астрономия не располагала и не располагает в настоящее время методом прямого и независимого определения массы изолированной звезды. И это серьезный недостаток нашей науки о Вселенной. Если бы такой метод существовал, прогресс наших знаний был бы значительно более быстрым. Для звезд главной последовательности установлено, что чем больше масса, тем выше светимость звезды. Эта зависимость нелинейна: например, с увеличением массы вдвое светимость возрастает более чем в 10 раз. Самые малые по массе звезды значительно массивнее любой планеты Солнечной системы. Массы звезд заключены в пределах от 0,1 масс Солнца до нескольких десятков масс Солнца. Таким образом, массы звезд различаются всего в несколько сот раз.
Сравнения масс и светимостей для большинства звезд выявили следующую зависимость: светимость приблизительно пропорциональна четвертой степени массы.
Плотность газа в центре Солнца в сто раз превышает плотность воды. Звезда, весящая в два раза больше, чем Солнце, излучает примерно в 16 раз мощнее. Под действием высокой температуры (миллионы кельвинов) атомы ядра полностью ионизируются, а расстояния между ними сокращаются. Плотность газа в центре Солнца в сто раз превышает плотность воды. Температура звезды также увеличивается по мере приближения к центру. Звезды ранних спектральных классов О, В, А характеризуются также высокими скоростями вращения.
Экваториальные скорости вращения звезд: спектр v, км/с О5 400 А0 320 А5 250 F0 180
Наибольшие наблюдаемые скорости найдены у звезд с эмиссионными линиями в спектре и, конечно, у нейтронных звезд. Наше Солнце вращается с экваториальной скоростью 2 км/с. Звезды сильно различаются по размерам, светимости, температуре.
Благодаря огромной площади поверхности, гиганты излучают неизмеримо больше энергии, чем нормальные звезды вроде Солнца, несмотря на то, что температура их поверхности значительно ниже. Радиус красного сверхгиганта Бетельгейзе (созв. Ориона) во много раз превосходит радиус Солнца. Напротив, размер нормальной красной звезды, как правило, не превосходит одной десятой размера Солнца. По контрасту с гигантами их называют карликами. Например, две звезды, имеющие одинаковый спектральный класс М2, Бетельгейзе и Лаланд 21185, различаются по светимости в 600 000 раз. Светимость Бетельгейзе в 3 000 раз больше светимости Солнца, а Лаланд 21185 – в 200 раз меньше. Гигантами и карликами звезды бывают на разных стадиях своей эволюции, и гигант, достигнув «пожилого возраста», может превратиться в белый карлик. Наряду с красными гигантами и сверхгигантами встречаются белые и голубые сверхгиганты: Регул (α Льва), Ригель (β Ориона).
Источник информации: "Открытая Астрономия 2.5", ООО "ФИЗИКОН"
Звезды выбрасывают в открытый космос громадное количество , почти полностью представленной разными видами лучей. Суммарная энергия излучения светила, испускаемая за отрезок времени - это и есть светимость звезды. Показатель светимости очень важен для изучения светил, поскольку зависит от всех характеристик звезды.
Первое, что стоит отметить, говоря о светимости звезды - ее легко спутать с другими параметрами светила. Но в деле все очень просто - надо только знать, за что отвечает каждая характеристика.
Светимость звезды (L) отражает в первую очередь количество энергии, излучаемой звездой - и потому измеряется в ваттах, как и любая другая количественная характеристика энергии. Это объективная величина: она не меняется при перемещении наблюдателя. У этот параметр составляет 3,82 × 10 26 Вт. Показатель яркости нашего светила часто используется для измерения светимости других звезд, что куда удобнее для сопоставления - тогда он отмечается как L ☉ , (☉- это графический символ Солнца.)
Очевидно, что наиболее информативной и универсальной характеристикой среди вышеперечисленных является светимость. Так как этот параметр отображает интенсивность излучения звезды наиболее подробно, с его помощью можно узнать многие характеристики звезды - от размера и массы до интенсивности .
Светимость от А до Я
Источник излучения в звезде искать долго не приходится. Вся энергия, которая может покинуть светило, создается в процессе термоядерных реакций синтеза в . Атомы водорода, сливаясь под давлением гравитации в гелий, высвобождают громадное количество энергии. А в звездах помассивнее «горит» не только водород, но и гелий - порой даже более массивные элементы, вплоть до железа. Энергии тогда получается в разы больше.
Количество энергии, выделяемой во время ядерной реакции, напрямую зависит от - чем она больше, тем сильнее гравитация сжимает ядро светила, и тем больше водорода одновременно превращается в гелий. Но не одна ядерная энергия определяет светимость звезды - ведь ее надо еще излучать наружу.
И тут вступает в игру площадь излучения. Ее влияние в процессе передачи энергии очень велико, что легко проверяется даже в быту. Лампа накаливания, нить которой нагревается до 2800 °C, за 8 часов работы существенно не изменит температуру в помещении - а обычная батарея температурой в 50–80 °C сумеет прогреть комнату до ощутимой духоты. Разницу в эффективности обуславливают отличия в количестве поверхности, излучающей энергию.
Соотношение площади ядра звезды и ее часто бывает соизмеримо с пропорциями нити лампочки и батареи - поперечник ядра может составлять всего одну десятитысячную общего диаметра звезды. Таким образом, на светимость звезды серьезно влияет площадь ее излучающей поверхности - то есть поверхности самой звезды. Температура тут оказывается не столь существенной. Накал поверхности звезды на 40% меньше температуры фотосферы Солнца - но из-за больших размеров, ее светимость превышает солнечную в 150 раз.
Получается, в вычислениях светимости звезды роль размеров важнее и энергии ядра? На самом деле нет. Голубые гиганты с высокой светимостью и температурой обладают схожей светимостью с красными сверхгигантами, которые намного больше размерами. Кроме того, самая массивная и одна из наиболее горячих звезд, обладает самой высокой яркостью среди всех известных звезд. До открытия нового рекордсмена, это ставит точку в дискуссии о наиболее важном для светимости параметре.
Использование светимости в астрономии
Таким образом, светимость достаточно точно отражает как и энергию звезды, так и площадь ее поверхности - поэтому она задействована во многих классификационных диаграммах, используемых астрономами для сравнения звезд. Среди них стоить выделить диаграмму
Светимость
Долгое время астрономы полагали, что различие видимого блеска звёзд связано только с расстоянием до них: чем дальше звезда, тем менее яркой она должна казаться. Но когда стали известны расстояния до звёзд, астрономы установили, что иногда более далёкие звёзды имеют больший видимый блеск. Значит, видимый блеск звёзд зависит не только от их расстояния, но и от действительной силы их света, то есть от их светимости. Светимость звезды зависит от размеров поверхности звёзд и от её температуры. Светимость звезды выражает её истинную силу света по сравнению с силой света Солнца. Например, когда говорят, что светимость Сириуса равна 17, это значит, что истинная сила его света больше силы света Солнца в 17 раз.
Определяя светимости звёзд, астрономы установили, что многие звёзды в тысячи раз ярче Солнца, например, светимость Денеба (альфа Лебедя) - 9400. Среди звёзд есть и такие, которые излучают в сотни тысяч раз больше света, чем Солнце. Примером может служить звезда, обозначаемая буквой S в созвездии Золотой Рыбы. Она светит в 1 000000 раз ярче Солнца. Другие звёзды имеют одинаковую или почти одинаковую с нашим Солнцем светимость, например, Альтаира (Альфа Орла) -8. Существуют звёзды, светимость которых выражается тысячными долями, то есть их сила света в сотни раз меньше, чем у Солнца.
Цвет, температура и состав звезд
Звёзды имеют различный цвет. Например, Вега и Денеб - белые, Капелла -желтоватая, а Бетельгейзе - красноватая. Чем ниже температура звезды, тем она краснее. Температура белых звёзд достигает 30 000 и даже 100 000 градусов; температура жёлтых звёзд составляет около 6000 градусов, а температура красных звёзд - 3000 градусов и ниже.
Звёзды состоят из раскалённых газообразных веществ: водорода, гелия, железа, натрия, углерода, кислорода и других.
Скопление звезд
Звёзды в огромном пространстве Галактики распределяются довольно равномерно. Но некоторые из них всё же скапливаются в определённых местах. Разумеется, и там расстояния между звёздами всё равно очень велики. Но из-за гигантских расстояний такие близко расположенные звёзды выглядят как звёздное скопление. Поэтому их так называют. Самым известным из звёздных скоплений являются Плеяды в созвездии Тельца. Невооруженным глазом в Плеядах можно различить 6-7 звезд, расположенных очень близко друг к другу. В телескоп их видно более сотни на небольшой площади. Это и есть одно изскоплений, в котором звезды образуют более или менее обособленную систему, связанную общим движением в пространстве. Диаметр этого звездного скопления около 50 световых лет. Но даже и при видимой тесноте звезд в этом скоплении они на самом деле достаточно далеки друг от друга. В этом же созвездии, окружая его главную - самую яркую - красноватую звезду Аль-дебаран, находится другое, более разбросанное звездное скопление - Гиады.
Некоторые звездные скопления в слабые телескопы имеют вид туманных, размытых пятнышек. В более сильные телескопы эти пятнышки, особенно к краям, распадаются на отдельные звезды. Большие телескопы дают возможность установить, что это особенно тесные звездные скопления, имеющие шаровидную форму. Поэтому подобные скопления получили название шаровых. Шаровых звездных скоплений сейчас известно больше сотни. Все они находятся очень далеко от нас. Каждое из них состоит из сотен тысяч звёзд.
Вопрос о том, что представляет собой мир звезд, по-видимому является одним из первых вопросов, с которым столкнулось человечество еще на заре цивилизации. Любой человек, созерцающий звездное небо, невольно связывает между собой наиболее яркие звезды в простейшие фигуры - квадраты, треугольники, кресты, становясь невольным создателем своей собственной карты звездного неба. Этот же путь прошли и наши предки, делившие звездное небо на четко различимые сочетания звезд, называемые созвездиями. В древних культурах мы находим упоминания о первых созвездиях, отождествляемых с символами богов или мифами, дошедшие до нас в форме поэтических названий - созвездие Ориона, созвездие Гончих псов, созвездие Андромеды и т.д. Эти названия как бы символизировали представления наших предков о вечности и неизменности мироздания, постоянстве и неизменности гармонии космоса.
Светимость звезды
Светимость
звезды, сила света звезды, т. е. величина излучаемого звездой светового потока, заключённого в единичном телесном угле. Термин «светимость звезды» не соответствует термину «светимость» общей фотометрии. С. звезды может относиться как к какой-либо области спектра звезды (визуальная С. звезды, фотографическая С. звезды и т. п.), так и к суммарному её излучению (болометрическая С. звезды). С. звезды выражается обычно в единицах светимости Солнца, равной 3·1027
международных свечей, или 3,8·1033
эрг/сек
. Светимости отдельных звёзд сильно отличаются друг от друга: существуют звёзды, болометрическая светимость которых достигает полумиллиона в единицах светимости Солнца (звёзды-сверхгиганты спектрального класса О), а также звёзды с болометрической светимостью, в сотни тысяч раз меньшей солнечной. Предполагают, что существуют звёзды с ещё более низкой светимостью. Наряду с массами, радиусами и поверхностными температурами звёзд, светимости являются важнейшими характеристиками звёзд. Связь между этими звёздными характеристиками рассматривается в теоретической астрофизике. С. звезды L
связана с абсолютной звёздной величиной
М
зависимостью:
М
= ‒ 2,5 lg L
+ 4,77.
См. также ст. Звёзды
и лит. при ней.
Большая советская энциклопедия. - М.: Советская энциклопедия . 1969-1978 .
Смотреть что такое "Светимость звезды" в других словарях:
В общей физике, светимость плотность потока световой энергии в данном направлении. В экспериментальной физике элементарных частиц светимостью называют параметр ускорителя или коллайдера, характеризующий интенсивность столкновения встречных пучков … Википедия
Величина, измеряемая отношением полной энергии, которую излучает звезда, ко времени излучения. Единица С. звезды в СИ ватт. С. Солнца, равная 3,86·1026 Вт, используется как единица светимости других звёзд … Астрономический словарь
Светимость термин, используемый для именования некоторых физических величин. Содержание 1 Фотометрическая светимость 2 Cветимость небесного тела … Википедия
Звезды мощность излучения. Обычно выражается в единицах, равных светимости Солнца L? = 3,86?1026 Вт … Большой Энциклопедический словарь
Горячие светящиеся небесные тела, подобные Солнцу. Звезды различаются по размеру, температуре и яркости. По многих параметрам Солнце типичная звезда, хотя кажется гораздо ярче и больше всех остальных звезд, поскольку расположено намного ближе к… … Энциклопедия Кольера
I Светимость в точке поверхности, отношение светового потока (См. Световой поток), исходящего от малого элемента поверхности, который содержит данную точку, к площади этого элемента. Одна из световых величин (См. Световые величины).… … Большая советская энциклопедия
СВЕТИМОСТЬ, абсолютная яркость ЗВЕЗДЫ количество энергии, излучаемой ее поверхностью в секунду. Выражается в ваттах (джоулях в секунду) или в единицах измерения яркости Солнца. Болометрическая светимость измеряет общую мощность света звезды на… … Научно-технический энциклопедический словарь
СВЕТИМОСТЬ звезды, мощность излучения. Обычно выражается в единицах, равных светимости Солнца L¤ = 3,86Ч1026 Вт … Энциклопедический словарь
Звезды больших размеров и высоких светимостей. Радиус гиганта достигает 1000 радиусов Солнца, а светимости в 1000 превосходит раз светимость Солнца. Гиганты имеют малые средние плотности из за протяженных разреженных оболочек. У некоторых… … Астрономический словарь
Звезды, мощность излучения. Обычно выражается в единицах светимости Солнца 1,0 = 3,86*1026 Вт … Естествознание. Энциклопедический словарь
Единственной физической величиной, которой можно ха-рактеризовать звезду и которую можно измерить, является ос-вещённость, создаваемая звездой на земной поверхности. Из оптики известно, что освещённость E, светимость звезды L и расстояние до звезды R связаны соотношением
E = L / 4πR 2 .
Освещённость, создаваемая самой яркой звездой Сириус на поверхности Земли, более чем в 10 10 раз превышает освещён-ность, создаваемую самой слабой наблюдаемой звездой, но при-мерно во столько же раз меньше освещённости, создаваемой Солнцем .
Зная расстояние до звезды, измерив создаваемую ею осве-щённость, можно определить одну из основных физических её характеристик — светимость. Оказалось, что светимости звёзд разбросаны в весьма широких пределах. Светимость большин-ства звёзд меньше солнечной (у самых маломощных в милли-он раз), у самых больших и ярких звёзд, называемых бе-лыми или голубыми сверхгигантами, в десятки тысяч раз больше.
Самые горячие звезды имеют температуру до 35 000 K. Максимум излучения у них лежит в далёкой ультрафиолето-вой области, и нам они кажутся голубыми. Звезды с темпера-турой 10 000 K белые, с температурой 6000 K жёлтые, с тем-пературой 3000—3500 K красные.
|
Темпера-тура, K |
Основные линии в видимом спектре (химические элементы) |
Цвет звезды |
Представитель |
|
Голубовато-белый |
Вега (α Лиры) |
||
|
Сириус (α Боль-шого Пса) |
|||
|
Металлы, OH, TiO |
Арктур (α Воло-паса) |
||
|
Металлы, OH, TiO |
Темно-красный |
R Зайца |
Цвет звёзд
Внимательный наблю-датель сразу заметит, что яркие звезды имеют разный цвет. Так, Вега (α Лиры) голубовато-белая, Альдебаран (α Тельца) красновато-жёлтая, Сириус (α Большого Пса) белая, Антарес (α Скорпиона) красная, Солнце и Капелла (α Возничего) жёлтые. Мы не видим цвет у более слабых звёзд только из-за осо-бенностей нашего зрения. Цвет звезды обусловлен её темпера-турой, что непосредственно следует из закона Вина.
Энергия, испускаемая единицей поверх-ности звезды, определяется законом Стефана—Больцмана. Вся поверхность звезды равна 4πR 2 (R — радиус звезды). Поэтому светимость звезды определяется выражением
L = 4πR 2 σT .
Таким образом, если нам известны температура и свети-мость звезды, то мы можем вычислить и её радиус. Угловые размеры дисков звёзд намного меньше предельного угла для большинства существующих телескопов. Лишь используя са-мые большие телескопы и специальные способы наблюдений, удалось не только непосредственно измерить диаметры несколь-ких звёзд, но и получить изображения их дисков.
Полученные значения радиусов звёзд в целом совпадают с вычисленными по приведённой формуле светимости.
Массы звёзд лежат в очень узких пределах. Если светимости звёзд лежат в пределах от L ≈ 10 -4 L ☉ до L ≈ 10 4 L ☉ , радиусы — в пре-делах от 0,01R ☉ до 3 . 10 3 R ☉ , то массы звёзд лежат в пределах от 0,02M ☉ до 100M ☉ . Тело меньшей массы уже не является звездой, а большей не может существовать. Такая звезда не-устойчива и уже при возникновении либо сбросит избыточную массу, либо распадётся на две или несколько.
|
Название звезды |
Светимость, в светимостях Солнца |
Радиус, в радиусах Солнца |
Темпера-тура, K |
Плотность по отношению к плотности воды |
|
|
Главная последовательность |
|||||
|
ε Возничего |
|||||
|
α Центавра |
|||||
|
70 Змееносца |
|||||
|
Гиганты |
|||||
|
Альдебаран |
|||||
|
Сверхгиганты |
|||||
|
Белые карлики |
|||||
|
40 Эридана |
10 000 Материал с сайта |
||||
|
2,7 . 10 -3 | |||||
