Quyoshga nisbatan yulduzning yorqinligi. Yulduzlarning rangi, harorati va tarkibi

57.Yulduzlarning mutlaq kattaligi va yorqinligi.

Mutlaq kattalik (M) ob'ekt kuzatuvchidan 10 parsek masofada joylashgan bo'lsa, uning ko'rinadigan kattaligi sifatida aniqlanadi. Quyoshning mutlaq bolometrik kattaligi +4,7 ga teng.

Agar ob'ektga ko'rinadigan kattalik va masofa ma'lum bo'lsa, mutlaq kattalikni quyidagi formula yordamida hisoblash mumkin:

bu erda d0 = 10 pc ≈ 32,616 yorug'lik yili

Shunga ko'ra, agar ko'rinadigan va mutlaq kattaliklar ma'lum bo'lsa, masofani formuladan foydalanib hisoblash mumkin

Mutlaq kattalik yorug'lik bilan quyidagi bog'liqlik bilan bog'liq:

bu yerda va - Quyoshning yorqinligi va mutlaq kattaligi. Odatda = 1

58. Gertssprung-Rassel spektri-yorqinlik diagrammasi

20-asrning boshida. Daniyalik astronom Gertssprung va birozdan keyin amerikalik astrofizik Rassell yulduzlarning spektr turi va yorqinligi o'rtasida bog'liqlik mavjudligini aniqladilar. Bu bog'liqlik grafik bilan tasvirlangan, uning bir o'qida spektral sinf, ikkinchisida esa - mutlaq kattalik. Bunday grafik spektr-yorqinlik diagrammasi yoki Gertssprung-Rassel diagrammasi deb ataladi.

Har bir yulduzning diagrammadagi u yoki bu nuqtadagi holati uning fizik tabiati va evolyutsiya bosqichi bilan belgilanadi. Yorqinlik umumiy jismoniy xususiyatlar bilan birlashtirilgan yulduzlarning turli guruhlarini aniqlash va ularning ba'zi fizik xususiyatlari o'rtasidagi munosabatni o'rnatish imkonini beradi, shuningdek, bir qator boshqa muammolarni hal qilishda yordam beradi. Diagrammaning yuqori qismi yuqori yorqin yulduzlarga to'g'ri keladi. Diagrammaning pastki qismini past nurli yulduzlar egallaydi. Diagrammaning chap tomonida issiq yulduzlar, o'ng tomonida esa sovuqroq yulduzlar mavjud.

Diagrammaning yuqori qismida eng katta yorqinligi bilan ajralib turadigan yulduzlar joylashgan. Diagrammaning pastki yarmidagi yulduzlar kam yorqinlikka ega va mitti deb ataladi. Chapdan pastga o'ngga o'tadigan eng yulduzli diagonal asosiy ketma-ketlik deb ataladi. Yulduzlar uning bo'ylab eng issiqdan (yuqorida) eng sovuqgacha (pastki qismida) joylashgan.

Yulduzlar Hertzsprung-Russell diagrammasi bo'yicha juda notekis taqsimlangan, bu yulduzlarning yorqinligi va harorati o'rtasida ma'lum bir bog'liqlik mavjudligiga mos keladi. Bu asosiy ketma-ketlik yulduzlari uchun eng aniq ifodalangan. Shu bilan birga, unda asosiysidan sezilarli darajada ko'proq dispersiyaga ega bo'lgan bir qator boshqa ketma-ketliklarni aniqlash mumkin. Bu shuni ko'rsatadiki, ba'zi o'ziga xos yulduz guruhlari individual qaramlikka ega.

Ko'rib chiqilayotgan ketma-ketliklar yorqinlik sinflari deb ataladi va spektral sinf nomidan keyin joylashtirilgan I dan VII gacha bo'lgan rim raqamlari bilan belgilanadi. Yulduzlarning to'liq tasnifi ikkita parametrga bog'liq bo'ladi: harorat va yorug'lik. Quyosh V yorug'lik sinfiga kiradi va uning spektri nomi G2V. Yulduzlarning hozirgi vaqtda qabul qilingan tasnifi ICC (Morgana, Kinana, Kelman) deb ataladi.

Yorqinlik darajasi I - supergigantlar; Bu yulduzlar spektr-yorqinlik diagrammasining yuqori qismini egallaydi va bir necha ketma-ketlikka bo'linadi.

Yorqinlik darajasi II - yorqin gigantlar.

Yorqinlik darajasi III - gigantlar.

Yorqinlik darajasi IV - subgigantlar. Oxirgi uchta sinf diagrammada supergigant mintaqa va asosiy ketma-ketlik o'rtasida joylashgan.

Yorqinlik klassi V - asosiy ketma-ketlik yulduzlari.

Yorqinlik klassi VI - yorqin subdwarflar. Ular A0 sinfidan o'ngga qarab, asosiydan pastdan taxminan bir kattalikka o'tadigan ketma-ketlikni hosil qiladi.

Yorqinlik darajasi VII. Oq mittilar. Ular juda kam yorqinlikka ega va diagrammaning pastki qismini egallaydi.

Yulduzning ma'lum bir yorqinlik sinfiga tegishliligi spektral tasnifning maxsus qo'shimcha belgilari asosida aniqlanadi.

Vizual ravishda yulduzlar er yuzidagi kuzatuvchiga boshqacha ko'rinadi: ba'zilari yorqinroq porlaydi, boshqalari xiralashadi.

Biroq, bu hali ularning nurlanishining haqiqiy kuchini ko'rsatmaydi, chunki yulduzlar turli masofalarda joylashgan.

Masalan, Orion yulduz turkumidagi ko'k Rigelning ko'rinadigan kattaligi 0,11 ga, osmonda yaqin joylashgan eng yorqin Sirius esa minus 1,5 ko'rinadigan kattalikka ega.

Biroq, Rigel Siriusga qaraganda 2200 marta ko'proq ko'rinadigan energiya chiqaradi va u bizdan Siriusdan 90 marta uzoqroq bo'lganligi sababli zaifroq ko'rinadi.

Shunday qilib, ko'rinadigan kattalikning o'zi yulduzning xarakteristikasi bo'la olmaydi, chunki u masofaga bog'liq.

Yulduzning nurlanish kuchining haqiqiy xarakteristikasi uning yorqinligi, ya'ni yulduzning vaqt birligida chiqaradigan umumiy energiyasidir.

Yorqinlik astronomiyada astronomik ob'ekt (sayyora, yulduz, galaktika va boshqalar) vaqt birligida chiqaradigan umumiy energiya. Mutlaq birliklarda o'lchanadi: vatt (Vt) - SI xalqaro birliklar tizimida; erg/s – GHS tizimida (santimetr-gram-soniya); yoki quyosh nuri birliklarida (quyosh yorqinligi L s = 3,86·10 33 erg/s yoki 3,8·10 26 Vt).

Yorqinlik ob'ektgacha bo'lgan masofaga bog'liq emas, faqat ko'rinadigan kattalik unga bog'liq.

Yorqinlik eng muhim yulduz xususiyatlaridan biri bo'lib, "spektr - yorug'lik" va "massa - yorqinlik" diagrammalarida har xil turdagi yulduzlarni bir-biri bilan taqqoslash imkonini beradi.

Bu erda R - yulduzning radiusi, T - uning sirtining harorati, s - Stefan-Boltzman doimiysi.

Yulduzlarning yorqinligi, shuni ta'kidlash kerakki, juda xilma-xildir: yorug'ligi Quyoshdan 500 000 marta katta bo'lgan yulduzlar va yorqinligi taxminan bir xil miqdorda kamroq bo'lgan mitti yulduzlar bor.

Yulduzning yorqinligini fizik birliklarda (masalan, vattlarda) o'lchash mumkin, ammo astronomlar ko'pincha yulduzlarning yorqinligini quyosh nuri birliklarida ifodalaydilar.

Bundan tashqari, yulduzning haqiqiy yorqinligini ifodalash mumkin mutlaq kattalik.

Tasavvur qilaylik, biz barcha yulduzlarni yonma-yon joylashtirdik va ularni bir xil masofadan ko'rmoqdamiz. Keyin ko'rinadigan kattalik endi masofaga bog'liq bo'lmaydi va faqat yorug'lik bilan aniqlanadi.

Standart masofa 10 ps (parsek).

Yulduzning bu masofada bo'lishi mumkin bo'lgan ko'rinadigan kattalik (m) mutlaq kattalik (M) deb ataladi.

Shunday qilib, mutlaq kattalik ob'ekt yorqinligining miqdoriy xarakteristikasi bo'lib, ob'ekt 10 parsek standart masofada bo'lishi mumkin bo'lgan kattalikka teng.

Yoritish masofaning kvadratiga teskari proportsional bo'lgani uchun

bu erda E - Yerdan r parsek uzoqlikda joylashgan yulduz tomonidan yaratilgan yorug'lik; E 0 - standart masofadan bir xil yulduzdan yorug'lik r 0 (10 dona).

Pogson formulasidan foydalanib, biz quyidagilarni olamiz:

m - M = -2,5lg (E/E 0) = -2,5lg (r 0 / r) 2 = -5lgr 0 + 5lgr.

bu nazarda tutadi

M = m + 5lgr 0 - 5lgr.

Uchun r 0 = 10 dona

M = m + 5 - 5lgr. (1)

Agar (1) da r = r 0 = 10 dona, Bu M = m- mutlaq kattalik ta'rifi bo'yicha.

Ko'rinadigan (m) va mutlaq (M) kattaliklar orasidagi farq masofa moduli deb ataladi

m - M = 5 lgr - 5.

M faqat yulduzning o'zining yorqinligiga bog'liq bo'lsa, m ham unga bo'lgan masofa r (ps) ga bog'liq.

Masalan, bizga eng yorqin va eng yaqin yulduzlardan biri - Kentavr uchun mutlaq kattalikni hisoblaylik.

Uning zohiriy kattaligi -0,1, masofasi 1,33 ps. Ushbu qiymatlarni formula (1) ga almashtirib, biz quyidagilarni olamiz: M = -0,1 + 5 - 5lg1,33 = 4,3.

Ya'ni, Kentavrning mutlaq kattaligi Quyoshning mutlaq kattaligiga yaqin, 4,8 ga teng.

Yulduzlar nurining yulduzlararo muhit tomonidan yutilishini ham hisobga olish kerak. Bu yutilish yulduzning yorqinligini zaiflashtiradi va ko'rinadigan kattalikni oshiradi m.

Ushbu holatda: m = M - 5 + 5lgr + A(r), bu erda A(r) atamasi yulduzlararo yutilishni hisobga oladi.

Yorqinlik
Ko'rinadigan va mutlaq kattaliklar
Vikipediya

Yulduzning yorqinligi E, uning ko'rinadigan kattaligi bilan belgilanadi, unga bo'lgan masofaning kvadratiga teskari proportsionaldir. Yulduzning haqiqiy nurlanishini bilish uchun uning masofasining ta'sirini yo'q qilish kerak. Keling, yulduz kuzatuvchidan 10 parsek masofada bo'lganida (1 parsek yorug'lik yili km) bo'lganida, mutlaq yorqinlik deb atashga rozi bo'laylik. Keyin formula haqiqiy hisoblanadi

bunda masofa parseklarda ifodalanadi.

Ko'rinadigan kattalik masofaga ham bog'liq. Yulduz kuzatuvchidan 10 parsek masofada bo'lganida bo'lgan kattalik mutlaq kattalik deb ataladi va M harfi bilan belgilanadi. (1) va (5) formulalarni qo'llagan holda, biz olamiz

qaerdan logarifmlarni olib, o'zgartirsak, biz topamiz

Ushbu formuladan foydalanib, ko'rinadigan kattalik va masofani bilib, mutlaq M kattalik hisoblanadi.

Yulduzning yorqinligi uning yorug'ligi intensivligining Quyoshning intensivligiga nisbati bo'lib, bu birlik sifatida qabul qilinadi. Agar Quyoshning mutlaq kattaligini belgilasak, u holda L yulduzining yorqinligi formuladan foydalanib hisoblanadi.

V nurlarida Quyoshning mutlaq kattaligi teng bo'lganligi sababli, oxirgi formula raqamli ifodani oladi.

Yulduzning yorqinligini bilgan holda, biz uning sferik shaklga ega ekanligini va yulduz diskining markazida ham, chetida ham bir xil yorqinlikka ega deb hisoblab, uning radiusini hisoblashimiz mumkin. Diskning maydoni teng.Diskning yorqinligini I bilan belgilab, ya'ni har bir kvadrat metr sekundiga I joul nurlanish energiyasini chiqarishini hisobga olsak, yulduz diski chiqaradigan energiyani olamiz. Xuddi shunday, quyosh diskidan chiqadigan energiya Birinchi ifodani ikkinchisiga bo'linib, biz yulduzning yorqinligini olamiz

Issiqlik nurlanishi nazariyasidan ma'lumki

va shuning uchun

Ushbu formulaga kiritilgan harorat T rang indeksi bilan aniqlangan haroratdan bir oz farq qiladi, ammo buni e'tiborsiz qoldirish mumkin va keyin yulduzning radiusi bo'ladi.

Yorqinlik

Uzoq vaqt davomida astronomlar yulduzlarning ko'rinadigan yorqinligidagi farq faqat ularga bo'lgan masofa bilan bog'liq deb ishonishgan: yulduz qanchalik uzoqroq bo'lsa, u kamroq yorqinroq ko'rinishi kerak. Ammo yulduzlargacha bo'lgan masofalar ma'lum bo'lgach, astronomlar ba'zida uzoqroq yulduzlar yorqinroq yorqinroq ekanligini aniqladilar. Bu shuni anglatadiki, yulduzlarning ko'rinadigan yorqinligi nafaqat ularning masofasiga, balki yorug'likning haqiqiy kuchiga, ya'ni yorqinligiga ham bog'liq. Yulduzning yorqinligi yulduzlar yuzasining kattaligiga va uning haroratiga bog'liq. Yulduzning yorqinligi Quyoshning yorug'lik intensivligiga nisbatan uning haqiqiy yorug'lik intensivligini ifodalaydi. Masalan, ular Siriusning yorqinligi 17 ga teng, deyishsa, bu uning yorug'ligining haqiqiy intensivligi Quyoshning intensivligidan 17 baravar yuqori ekanligini anglatadi.

Yulduzlarning yorqinligini aniqlash orqali astronomlar ko'plab yulduzlar Quyoshdan minglab marta yorqinroq ekanligini aniqladilar, masalan, Deneb (alpha Cygnus) ning yorqinligi 9400. Yulduzlar orasida yuz minglab marta ko'proq nur chiqaradiganlar bor. Quyoshdan yorug'lik. Misol tariqasida Dorado yulduz turkumidagi S harfi bilan ifodalangan yulduzni keltirish mumkin. U Quyoshdan 1 000 000 marta yorqinroq porlaydi. Boshqa yulduzlar bizning Quyosh bilan bir xil yoki deyarli bir xil yorqinlikka ega, masalan, Altair (Alpha Aquila) -8. Shunday yulduzlar borki, ularning yorqinligi mingda ifodalangan, yaʼni yorugʻlik kuchi Quyoshnikidan yuzlab marta kam.

Yulduzlarning rangi, harorati va tarkibi

Yulduzlar turli xil ranglarga ega. Misol uchun, Vega va Deneb oq, Kapella sarg'ish, Betelgeuse esa qizg'ish. Yulduzning harorati qancha past bo'lsa, u shunchalik qizg'ish bo'ladi. Oq yulduzlarning harorati 30 000 va hatto 100 000 darajaga etadi; sariq yulduzlarning harorati taxminan 6000 daraja, qizil yulduzlarning harorati esa 3000 daraja va undan past.

Yulduzlar issiq gazsimon moddalardan iborat: vodorod, geliy, temir, natriy, uglerod, kislorod va boshqalar.

Yulduzlar klasteri

Galaktikaning ulkan fazosidagi yulduzlar bir tekis taqsimlangan. Ammo ularning ba'zilari hali ham ma'lum joylarda to'planadi. Albatta, u erda ham yulduzlar orasidagi masofalar hali ham juda katta. Ammo juda katta masofalar tufayli bunday yaqin joylashgan yulduzlar yulduz klasteriga o'xshaydi. Shuning uchun ular shunday deb ataladi. Yulduz klasterlarining eng mashhuri Toros yulduz turkumidagi Pleiadesdir. Yalang'och ko'z bilan bir-biriga juda yaqin joylashgan Pleiadesda 6-7 yulduzni ajratib ko'rsatish mumkin. Teleskop orqali ularning yuzdan ortig'i kichik maydonda ko'rinadi. Bu yulduzlar kosmosda umumiy harakat bilan bog'langan ko'proq yoki kamroq izolyatsiyalangan tizimni tashkil etadigan klasterlardan biridir. Ushbu yulduz klasterining diametri taxminan 50 yorug'lik yili. Ammo bu klasterdagi yulduzlarning ko'rinib turgan yaqinligiga qaramay, ular aslida bir-biridan ancha uzoqda. Xuddi shu yulduz turkumida, uning asosiy - eng yorqin - qizg'ish yulduzi Al-debaranni o'rab turgan boshqa, ko'proq tarqalgan yulduz klasteri - Hyades mavjud.

Ba'zi yulduz klasterlari zaif teleskoplarda loyqa, loyqa dog'lar shaklida ko'rinadi. Kuchliroq teleskoplarda bu dog'lar, ayniqsa, chetiga qarab, alohida yulduzlarga bo'linadi. Katta teleskoplar ularning sharsimon shaklga ega bo'lgan, ayniqsa yaqin yulduz klasterlari ekanligini aniqlashga imkon beradi. Shuning uchun bunday klasterlar globulyar deyiladi. Hozirda yuzdan ortiq globulyar yulduz klasterlari ma'lum. Ularning barchasi bizdan juda uzoqda. Ularning har biri yuz minglab yulduzlardan iborat.

Yulduzlar olami nima degan savol, aftidan, tsivilizatsiya paydo bo'lganidan beri insoniyat duch kelgan birinchi savollardan biridir. Yulduzli osmon haqida fikr yurituvchi har qanday odam beixtiyor eng yorqin yulduzlarni bir-biri bilan eng oddiy shakllar - kvadratlar, uchburchaklar, xochlar bilan bog'laydi va o'zining yulduzli osmon xaritasining beixtiyor yaratuvchisiga aylanadi. Ota-bobolarimiz xuddi shu yo'ldan borishgan, yulduzli osmonni yulduz turkumlari deb ataladigan yulduzlarning aniq ajralib turadigan birikmalariga bo'lishgan. Qadimgi madaniyatlarda biz xudolarning timsollari yoki afsonalar bilan aniqlangan birinchi burjlar haqida ma'lumot topamiz, ular bizga she'riy nomlar ko'rinishida etib kelgan - Orion yulduz turkumi, Canes Venatici yulduz turkumi, Andromeda yulduz turkumi, va boshqalar. Bu nomlar ajdodlarimizning koinotning abadiyligi va o‘zgarmasligi, koinot uyg‘unligining doimiyligi va o‘zgarmasligi haqidagi g‘oyalari ramzi bo‘lib tuyulardi.

Birlik maydonining yorug'lik yuzasining kichik maydonidan chiqadigan radiatsiya. Bu ko'rib chiqilayotgan kichik sirt maydonidan chiqadigan yorug'lik oqimining ushbu maydonning maydoniga nisbatiga teng:

bu erda dp - d maydonining sirt maydoni tomonidan chiqariladigan yorug'lik oqimi S. Yorqinlik lm/m² da o'lchanadi. 1 lm/m² - 1 lm ga teng yorug'lik oqimini chiqaradigan 1 m2 maydonga ega bo'lgan sirtning yorqinligi.

Yorqinlik ob'ektgacha bo'lgan masofaga bog'liq emas, faqat ko'rinadigan kattalik unga bog'liq. Yorqinlik eng muhim yulduz xususiyatlaridan biri bo'lib, "spektr - yorqinlik" va "massa - yorqinlik" diagrammalarida har xil turdagi yulduzlarni bir-biri bilan taqqoslash imkonini beradi. Yulduzning yorqinligini quyidagi formula bo'yicha hisoblash mumkin:

Qayerda R- yulduz radiusi, T uning sirtining harorati, s - Stefan-Boltzman koeffitsienti.

Kollayderning yorqinligi

Eksperimental zarrachalar fizikasida yorqinlik ikki to'qnashuvchi nurning zarralari yoki nurning zarrachalarining qo'zg'almas nishon zarralari bilan to'qnashuvi intensivligini tavsiflovchi tezlatgich yoki kollayder parametri deb ataladi. Yorqinlik L sm-2 s-1 da o'lchanadi. Reaksiya kesimini yorqinlikka ko'paytirilganda, ma'lum bir kollayderda bu jarayonning o'rtacha chastotasi olinadi.

Eslatmalar

Wikimedia fondi. 2010 yil.

• Hamkorlik
• Kompozit material

Boshqa lug'atlarda "Luminosity" nima ekanligini ko'ring:

YORLIKLIK- sirtdagi bir nuqtada. yorug'lik miqdorlaridan biri, sirt elementidan chiqadigan yorug'lik oqimining ushbu elementning maydoniga nisbati. Birlik C. (SI) kvadrat metr uchun lümen (lm / m2). Energiya tizimida shunga o'xshash qiymat. miqdorlar ...... deyiladi. Jismoniy ensiklopediya

yorqinlik- Yorug'lik yuzasi tomonidan chiqariladigan yorug'lik oqimining ushbu sirt maydoniga nisbati [12 tilda qurilishning terminologik lug'ati (VNIIIS Gosstroy SSSR)] yorug'lik (Mn) nisbati bilan aniqlangan jismoniy miqdor ... ... Texnik tarjimon uchun qo'llanma

YORLIKLIK- YORQINLIK, Yulduzning mutlaq yorqinligi, uning sirtidan sekundiga chiqadigan energiya miqdori. Vattlarda (sekundiga joul) yoki quyosh yorqinligi birliklarida ifodalangan. Bolometrik yorug'lik yulduz yorug'ligining umumiy quvvatini o'lchaydi ... ... Ilmiy-texnik entsiklopedik lug'at

YORLIKLIK- YORLIKLIK, 1) astronomiyada fazo jismining vaqt birligida chiqaradigan umumiy energiya miqdori. Ba'zan biz to'lqin uzunliklarining ma'lum bir diapazonidagi yorug'lik haqida gapiramiz, masalan, radio yorug'ligi. Odatda erg/s, Vt yoki birliklarda o'lchanadi... ... Zamonaviy ensiklopediya

YORLIKLIK- yulduzlarning nurlanish kuchi. Odatda quyosh nuri L ga teng birliklarda ifodalanadi? = 3,86?1026 Vt...

YORLIKLIK- yorug'lik manbasining birlik yuzasi tomonidan chiqarilgan umumiy yorug'lik oqimining qiymati. Lm/m² da o'lchanadi (SIda) ... Katta ensiklopedik lug'at

YORLIKLIK- (yorqinlik) jismoniy. yorug'lik yuzadan chiqadigan yorug'lik (sm.) F ning ushbu sirtning S maydoniga nisbatiga teng qiymat: R = F/S SIda u kvadrat metrga (lm/m2) (sm.) da ifodalanadi. ... Katta politexnika entsiklopediyasi

Yorqinlik- I Sirtdagi nuqtadagi yorug'lik, berilgan nuqtani o'z ichiga olgan kichik sirt elementidan chiqadigan yorug'lik oqimining ushbu elementning maydoniga nisbati. Engil miqdorlardan biri (Qarang: Yorug'lik miqdorlari).... ... Buyuk Sovet Entsiklopediyasi

yorqinlik- Va; va. Astron. Yorug'lik manbasining birlik yuzasi tomonidan chiqariladigan yorug'lik oqimi. Yulduzning C. (yulduzning yorugʻlik kuchining Quyoshning yorugʻlik kuchiga nisbati). S. tungi osmon (atmosferaning baland qatlamlarida atomlar va havo molekulalarining porlashi). * * * Yorqinlik I…… ensiklopedik lug'at

Yorqinlik- astronomiyada vaqt birligida manba chiqaradigan jami energiya (mutlaq birliklarda yoki quyosh nuri birliklarida; quyosh nuri = 3,86·1033 erg/s). Baʼzan ular toʻliq S. haqida emas, balki toʻlqin uzunliklarining maʼlum diapazonidagi S. haqida gapiradilar. Masalan, ...... da Astronomik lug'at

Kitoblar

• ASTROFIZIKA FIZIKA NAZORIDAN, B.V.Vasilev. Zamonaviy astrofizika hamjamiyati yulduzlar fizikasi bo'yicha tadqiqotlarni ularning ichki muvofiqligi va ilgari to'plangan nazariyalarning asosiy qoidalariga muvofiqligi tamoyiliga asoslaydi.