Luminosity

Astronomi su dugo vremena vjerovali da je razlika u prividnom sjaju zvijezda povezana samo s udaljenosti do njih: što je zvijezda udaljenija, to bi trebala biti manje sjajna. Ali kada su udaljenosti do zvijezda postale poznate, astronomi su otkrili da ponekad udaljenije zvijezde imaju veći prividni sjaj. To znači da prividni sjaj zvijezda ne zavisi samo od njihove udaljenosti, već i od stvarne jačine njihove svjetlosti, odnosno od njihove svjetlosti. Svjetlost zvijezde zavisi od veličine površine zvijezde i njene temperature. Sjaj zvezde izražava njen pravi intenzitet svetlosti u poređenju sa intenzitetom svetlosti Sunca. Na primjer, kada kažu da je sjaj Sirijusa 17, to znači da je pravi intenzitet njegove svjetlosti 17 puta veći od intenziteta Sunca.

Određivanjem sjaja zvijezda, astronomi su otkrili da su mnoge zvijezde hiljade puta svetlije od sunca, na primjer, luminoznost Deneba (alfa Labuda) je 9400. Među zvijezdama postoje one koje emituju stotine hiljada puta više svjetlosti od Sunca. Primjer je zvijezda koju simbolizira slovo S u sazviježđu Dorado. Sjaji 1.000.000 puta jače od Sunca. Druge zvijezde imaju isti ili skoro isti sjaj kao naše Sunce, na primjer Altair (Alpha Aquila) -8. Postoje zvezde čija se svetlost izražava u hiljaditim delovima, odnosno njihov intenzitet svetlosti je stotinama puta manji od Sunčevog.

Boja, temperatura i sastav zvijezda

Zvijezde imaju različite boje. Na primjer, Vega i Deneb su bijele, Capella je žućkasta, a Betelgeuse je crvenkasta. Što je niža temperatura zvijezde, to je ona crvenija. Temperatura bijelih zvijezda dostiže 30.000, pa čak i 100.000 stepeni; temperatura žutih zvezda je oko 6000 stepeni, a temperatura crvenih 3000 stepeni i niže.

Zvijezde su napravljene od vrućeg gasovitim materijama: vodonik, helijum, gvožđe, natrijum, ugljenik, kiseonik i drugi.

Jato zvijezda

Zvijezde u ogromnom prostoru Galaksije raspoređene su prilično ravnomjerno. Ali neki od njih se još uvijek akumuliraju na određenim mjestima. Naravno, čak i tamo su udaljenosti između zvijezda i dalje veoma velike. Ali zbog ogromnih udaljenosti, tako blisko smještene zvijezde izgledaju kao zvjezdano jato. Zato se tako i zovu. Najpoznatije od zvjezdanih jata su Plejade u sazviježđu Bika. Na Plejadama se golim okom može razlikovati 6-7 zvijezda, koje se nalaze vrlo blizu jedna drugoj. Kroz teleskop ih je vidljivo više od stotinu na malom području. Ovo je jedno od jata u kojima zvijezde čine manje-više izolovan sistem, povezan opšte kretanje u svemiru. Prečnik ovog zvezdanog jata je oko 50 svetlosnih godina. Ali čak i uz prividnu bliskost zvijezda u ovom jatu, one su zapravo prilično udaljene jedna od druge. U istom sazviježđu, oko njegove glavne - najsjajnije - crvenkaste zvijezde Al-debaran, nalazi se još jedno, više rasuto zvjezdano jato - Hijade.

Neka zvjezdana jata se pojavljuju kao maglovite, mutne mrlje u slabim teleskopima. U snažnijim teleskopima, ove tačke, posebno prema ivicama, raspadaju se u pojedinačne zvijezde. Veliki teleskopi omogućavaju da se utvrdi da su to posebno bliska zvjezdana jata, sfernog oblika. Stoga se takvi skupovi nazivaju globularnim. Sada je poznato više od stotinu kuglastih zvezdanih jata. Svi su oni veoma daleko od nas. Svaki od njih se sastoji od stotina hiljada zvijezda.

Pitanje šta je svijet zvijezda je očigledno jedno od prvih pitanja s kojima se čovječanstvo suočilo od zore civilizacije. Svaka osoba koja razmišlja o zvjezdanom nebu nehotice se najviše povezuje sjajne zvezde u najjednostavnije figure - kvadrate, trokute, križeve, postajući nehotice tvorac vlastite karte zvjezdanog neba. Naši preci su slijedili isti put, dijeleći zvjezdano nebo na jasno prepoznatljive kombinacije zvijezda koje se nazivaju sazviježđa. U drevnim kulturama nalazimo reference na prva sazviježđa, poistovjećena sa simbolima bogova ili mitova, koja su do nas došla u obliku poetskih imena - sazviježđe Orion, sazviježđe Canes Venatici, sazviježđe Andromeda, itd. Činilo se da ova imena simboliziraju ideje naših predaka o vječnosti i nepromjenjivosti svemira, postojanosti i nepromjenjivosti harmonije kosmosa.

Važna "instrumentalna" karakteristika sudarača je njegova luminoznost; Što je veći, to češće dolazi do sudara čestica iz sudarajućih zraka. Osvetljenost zavisi od broja čestica u svakom snopu i koliko su čestice čvrsto sakupljene, odnosno koliko je snop dobro fokusiran u tački sudara.

Svjetlost L se izražava u cm–2 s–1. Da biste saznali koliko često će se određeni proces odvijati na datom sudaraču, morate pomnožiti poprečni presjek procesa sa luminoznošću sudarača. Na primjer, sa projektnom luminoznošću LHC-a jednakom 10 34 cm –2 s –1, proces proizvodnje Higgsovog bozona mase 200 GeV, poprečnog presjeka od 20 pb (= 2 10 –35 cm 2), javljat će se s prosječnom učestalošću od svakih pet sekundi.

Takođe se često koristi integralni sjaj(ili integral luminoziteta), odnosno osvjetljenje pomnoženo vremenom rada akceleratora. Obično se izražava u inverznim pikobarnama (pb–1) ili inverznim femtobarnima (fb–1; 1 fb–1 = 1000 pb–1). Na primjer, sudarač sa luminozitetom od 10 34 cm –2 s –1, nakon rada u “standardnoj godini akceleratora” (10 miliona sekundi, što je otprilike jednako četiri mjeseca), dobiće integralnu svjetlost od 100 fb – 1. To znači da će se neki rijetki proces s poprečnim presjekom od 1 fb za to vrijeme dogoditi otprilike 100 puta (međutim, zbog neidealne efikasnosti detektora, broj stvarno zabilježenih događaja će, naravno, biti manji).

Metode poboljšanja svjetline

Čestice u prstenastom akceleratoru ne lete u neprekidnom toku, već se dijele na pojedinačne kompaktne. ugrušci(u žargonu - "banchy", sa engleskog hrpa- ugrušak). Postoji nekoliko mogućnosti za povećanje svjetline akceleratora:

• Povećanje čestica u svakom ugrušku. Ovdje postoji prirodna granica: slično nabijene čestice se razilaze i stoga jednostavno ne možete sadržavati previše čestica u jednoj grupi.
• Povećanje broja ugrušaka. Programeri LHC-a su slijedili ovaj put - pri projektovanoj svjetlosti, 2808 grozdova će kružiti u njemu u svakom od dva sudarajuća snopa. Vrijeme između sudara gomile bit će samo 25 ns. Ovo nameće vrlo stroge zahtjeve prema parametrima detektora i elektronike koja očitava podatke – uostalom, u ovih 25 ns potrebno je ne samo registrirati generisane čestice, već i prenijeti sve prikupljene informacije u kompjutere. kao “čisti” detektor, pripremajući ga da primi novu porciju čestica.
• Kompresija ugrušaka. Zbog jakog električnog odbijanja, snopovi lete duž akceleratorskog prstena u prilično razrijeđenom stanju, a samo blizu točaka sudara su snažno komprimirani posebnim magnetima za fokusiranje. Istina, minimalna dostižna poprečna veličina grumena ne zavisi samo od svojstava ovog magneta, već i od toga koliko čestice unutar grude „lebde“ dok se ona kreće u akceleratoru. Da bi se suzbilo ovo treperenje, grede se moraju ohladiti.

Treba napomenuti da nije uvijek potrebno težiti što većoj svjetlosti. Činjenica je da ako u svakoj nakupini ima puno čestica, tada će se sa svakim sudarom dvije nadolazeće nakupine istovremeno dogoditi nekoliko neovisnih sudara protona i protona. Detektor će odjednom vidjeti tragove svih ovih sudara, a biće ih još teže razumjeti nego u slučaju jednog sudara. Ova nepoželjna, ali neizbježna pojava pri velikoj svjetlosti naziva se efekat gomilanja (nagomilavanje).

Dijagram "spektar - luminoznost"

Poput Sunca, zvijezde obasjavaju Zemlju, ali zbog ogromne udaljenosti do njih, osvjetljenje koje stvaraju na Zemlji je mnogo redova veličine manje od Sunčevog. Iz tog razloga nastaju tehnički problemi pri mjerenju osvjetljenja od zvijezda. Astronomi grade divovske teleskope za otkrivanje slabih emisija zvijezda. Što je veći prečnik sočiva teleskopa, slabije zvezde se mogu koristiti za proučavanje. Mjerenja su pokazala da, na primjer, zvijezda Sjevernjača stvara osvjetljenje na površini Zemlje E = 3,8 10 -9 W/m 2, što je 370 milijardi puta manje od osvjetljenja koje stvara Sunce. Udaljenost do Sjevernjače je 200 kom, odnosno oko 650 sv. godine (r = b 10 18 m). Prema tome, luminoznost Polarne zvezde L p = 4πr 2 E = 4 3,14 x (6 10 18 m) 2 3,8 10 -9 W/m 2 = 9,1 10 29 W = 4600 L Kao što vidimo, uprkos slabo vidljivom Sjaj ove zvijezde, njen sjaj je 4600 puta veći od Sunca.

Mjerenja su pokazala da među zvijezdama postoje zvijezde stotine hiljada puta moćnije od Sunca i zvijezde čija je sjaj desetina hiljada puta manja od Sunčeve.

Mjerenja površinskih temperatura zvijezde pokazala su da temperatura površine zvijezde određuje njenu vidljivu boju i prisustvo spektralnih apsorpcionih linija određenih tipova. hemijski elementi u njenom spektru. Dakle, Sirijus sija bijelo i njegova temperatura je skoro 10.000 K. Zvijezda Betelgeuse (α Orionis) ima crvenu boju i temperaturu površine od oko 3500 K. Žuto sunce ima temperaturu od 6000 K. Prema temperaturi, boji i vrsti spektra, sve su zvijezde podijeljene u spektralne klase, koje su označene slovima O, B, A, F, G, K, M. Spektralna klasifikacija zvijezda data je u donjoj tabeli.

Postoji još jedna interesantna veza između spektralne klase zvijezde i njenog sjaja, koja je predstavljena u obliku dijagrama „spektar - luminoznost (u solarnim luminozitetima)“ (takođe tzv. Hertzsprung-Russell dijagram u čast dvojice astronoma - E. Hertzsprunga i G. Russela, koji su ga izgradili). Dijagram jasno prikazuje četiri grupe zvijezda.

Glavna sekvenca

Na njega padaju parametri većine zvijezda. Naše Sunce je takođe zvezda glavnog niza. Gustine zvijezda glavnog niza su uporedive sa solarnom gustinom.

Crveni giganti

U ovu grupu uglavnom spadaju crvene zvijezde sa radijusima desetinama puta većim od solarnog, na primjer zvijezda Arcturus (α Bootes), čiji je radijus 25 puta veći od radijusa Sunca i čija je svjetlost 140 puta.

Supergiganti

To su zvijezde čija je svjetlost desetine i stotine hiljada puta veća od Sunca. Radijusi ovih zvijezda su stotine puta veći od radijusa Sunca. Crveni supergiganti uključuju Betelgeuze (i Orion). Sa masom oko 15 puta većom od Sunčeve, njen radijus je skoro 1000 puta veći od Sunčevog. Prosečna gustina ove zvezde je samo 2 10 -11 kg/m 3, što je više od 1.000.000 puta manje od gustine vazduha.

Bijeli patuljci

Ovo je grupa uglavnom bijelih zvijezda čija luminoznost je stotinama i hiljadama puta manja od Sunca. Nalaze se u donjem lijevom dijelu dijagrama. Ove zvijezde imaju poluprečnike skoro stotinu puta manje od solarnih i po veličini su uporedive s planetama. Primjer bijelog patuljka je zvijezda Sirius B, Siriusov satelit. Sa masom skoro jednakom Suncu i veličinom 2,5 puta većom od veličine Zemlje, ova zvijezda ima gigantski prosječna gustina- ρ = 3 10 8 kg/m 3.

Da bismo razumjeli kako se objašnjavaju uočene razlike između zvijezda različitih grupa, prisjetimo se odnosa između sjaja, temperature i polumjera zvijezde, koji smo koristili za određivanje temperature Sunca.

Uporedimo dvije zvijezde spektralne klase K, jedna je na glavnoj sekvenci (MS), druga je crveni džin (RG). Imaju istu temperaturu - T = 4500 K, a svjetline im se razlikuju hiljadu puta:

to jest, crveni divovi su desetine puta veći od zvezda glavnog niza.

Mase zvijezda Bilo je moguće mjeriti samo za zvijezde koje su dio binarnih sistema. A određivani su parametrima orbita zvijezda i periodom njihove revolucije jedna oko druge pomoću Keplerovog trećeg generaliziranog zakona. Ispostavilo se da mase svih zvijezda leže unutar raspona

0,05M ≤ M ≤ 100M

Za zvijezde glavnog niza postoji odnos između mase zvijezde i njenog sjaja: što je veća masa zvijezde, to je veća njena svjetlost.

Dakle, zvijezda spektralne klase B ima masu od oko M ≈ 20 M i njen sjaj je skoro 100.000 puta veći od Sunca.

Izvor energije od Sunca i zvijezda

By moderne ideje, izvor energije koji podržava zračenje Sunca i zvijezda je nuklearna energija, koja se oslobađa tokom termonuklearnih reakcija formiranja (fuzije) jezgara atoma helijuma iz jezgara atoma vodika. Tokom reakcije fuzije, jezgro atoma helijuma nastaje od četiri jezgra atoma vodonika (četiri protona), a oslobađa se energija ΔE = 4,8 10 -12 J, tzv. energija vezivanja, dvije elementarne čestice neutrina i dva pozitrona (4H He + 2e + + 2ν + ΔE).

Da bi se nuklearne reakcije odvijale potrebna je temperatura iznad nekoliko miliona Kelvina, na kojoj bi protoni sa identičnim nabojem koji sudjeluju u reakciji mogli dobiti dovoljno energije da se približe jedni drugima, savladaju električne odbojne sile i spoje se u jedno novo jezgro. Kao rezultat termonuklearne reakcije sinteza iz vodonika težine 1 kg proizvodi helijum težine 0,99 kg, defekt mase Δm = 0,01 kg, a energija se oslobađa q = Δmc 2 = 9 10 14 J.

Sada možemo procijeniti koliko dugo će Sunčeve rezerve vodonika potrajati da održe opaženi sjaj Sunca, odnosno životni vijek Sunca. Rezerva nuklearne energije E = M q = 2 10 30 9 10 14 = 1,8 10 45 J. Ako ovu rezervu nuklearne energije podijelimo sa sunčevim luminozitetom L, dobićemo životni vijek Sunca:

S obzirom da se Sunce sastoji od najmanje 70% vodonika i nuklearne reakcije nastaju samo u centru, u Sunčevom jezgru, čija je masa oko 0,1 M i gdje je temperatura dovoljno visoka da dođe do termonuklearnih reakcija, tada će životni vijek Sunca i zvijezda sličnih Suncu biti t ≈ 10 10 godina

Svjetlost zvijezda Luminosity zvijezde, intenzitet svjetlosti zvijezde, tj. veličina svjetlosnog toka koju zvijezda emituje, sadržan u jediničnom čvrstom kutu. Termin "svjetlost zvijezde" ne odgovara pojmu "luminoznost" opće fotometrije. Sunčevo zračenje zvijezde može se odnositi ili na bilo koju regiju spektra zvijezde (vizuelno sunčevo zračenje zvijezde, fotografsko sunčevo zračenje zvijezde, itd.) ili na njeno ukupno zračenje (bolometrijsko sunčevo zračenje zvijezde). Svjetlost zvijezde se obično izražava u jedinicama sunčeve svjetlosti, jednakoj 3·1027 međunarodnih svijeća, ili 3,8·1033 erg/sec. Sjajnosti pojedinih zvijezda se uvelike razlikuju jedna od druge: postoje zvijezde čiji bolometrijski luminozitet dostiže pola miliona u jedinicama sunčeve svjetlosti (supergigantske zvijezde spektralne klase O), kao i zvijezde s bolometričkim sjajem stotinama hiljada puta manjim od Ned. Vjeruje se da postoje zvijezde sa još nižim sjajem. Zajedno sa masama, radijusima i površinskim temperaturama zvijezda, luminoznosti su najvažnije karakteristike zvijezde Veza između ovih karakteristika zvijezda razmatra se u teorijskoj astrofizici. Položaj zvijezde L povezan je sa apsolutom magnitude M ovisnost:

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

Vidi i čl. Zvezdice i lit. sa njom.

Veliki Sovjetska enciklopedija. - M.: Sovjetska enciklopedija. 1969-1978 .

Pogledajte šta je “Svjetlost zvijezda” u drugim rječnicima:

U opštoj fizici, luminoznost je gustina toka svetlosne energije u datom pravcu. U eksperimentalnoj fizici elementarne čestice luminoznost je parametar akceleratora ili sudarača koji karakterizira intenzitet sudara sudarajućih zraka... Wikipedia

Količina mjerena omjerom ukupne energije koju emituje zvijezda i vremena emisije. Jedinica za S. zvijezdu u SI je vat. S. Sunce, jednako 3,86 1026 W, koristi se kao jedinica za luminoznost drugih zvijezda... Astronomski rječnik

Svjetlost je termin koji se koristi za imenovanje nekih fizičke veličine. Sadržaj 1 Fotometrijski luminozitet 2 Svjetlost nebeskog tijela ... Wikipedia

Snaga zračenja zvijezda. Obično se izražava u jedinicama jednakim sunčevoj svjetlosti L? = 3,86?1026 W... Veliki enciklopedijski rječnik

Hot glowing nebeska tela, slično Suncu. Zvijezde se razlikuju po veličini, temperaturi i sjaju. Na mnogo načina, Sunce tipična zvezda, iako deluje mnogo svetlije i veće od svih ostalih zvezda, pošto se nalazi mnogo bliže ... ... Collier's Encyclopedia

I Svjetlost u tački na površini, omjer svjetlosnog toka (vidi Svjetlosni tok) koji proizlazi iz malog elementa površine koji sadrži ovu tačku, na područje ovog elementa. Jedna od svetlosnih količina (pogledajte Svetlosne količine)...... Velika sovjetska enciklopedija

LUMINOSITET, apsolutni sjaj ZVEZDE, količina energije koju emituje njena površina u sekundi. Izraženo u vatima (džulima po sekundi) ili jedinicama sunčeve svjetlosti. Bolometrijski luminozitet mjeri ukupnu snagu svjetlosti zvijezde po ... ... Naučno-tehnički enciklopedijski rečnik

SVEĆENJE zvezde, snaga zračenja. Obično se izražava u jedinicama jednakim luminoznosti Sunca L¤ = 3,86×1026 W... Encyclopedic Dictionary

Zvijezde velike veličine i velikog sjaja. Poluprečnik giganta dostiže 1000 solarnih radijusa, a njegov sjaj je 1000 puta veći od sjaja Sunca. Divovi imaju nisku prosječnu gustoću zbog svojih proširenih, rijetkih školjki. Za neke...... Astronomski rječnik

Zvijezde, snaga zračenja. Obično se izražava u jedinicama sunčeve svjetlosti 1,0 = 3,86*1026 W... Prirodne nauke. Encyclopedic Dictionary

Sjaj E zvijezde, određen njenom prividnom veličinom, obrnuto je proporcionalan kvadratu udaljenosti do nje. Da biste saznali stvarno zračenje zvijezde, potrebno je eliminirati utjecaj njene udaljenosti. Dogovorimo se da apsolutnim sjajem nazovemo onaj koji bi zvijezda imala da se nalazi na udaljenosti od 10 parseka od posmatrača (1 parsec svjetlosne godine km). Tada je formula važeća

u kojoj je udaljenost izražena u parsekima.

Vidljivo svjetlo također ovisi o udaljenosti. magnitude. Magnituda koju bi zvijezda imala da se nalazi na udaljenosti od 10 parseka od posmatrača naziva se apsolutna magnituda i označava se slovom M. Primjenom formula (1) i (5) dobijamo

odakle, uzimajući logaritme i transformirajući, nalazimo

Koristeći ovu formulu, znajući prividnu veličinu i udaljenost, izračunava se apsolutna veličina M.

Svjetlost zvijezde je omjer intenziteta njene svjetlosti i intenziteta Sunca, koji se stoga uzima kao jedinica. Ako označimo apsolutnu magnitudu Sunca, tada se luminoznost zvijezde L izračunava pomoću formule

Pošto je u zrakama V apsolutna magnituda Sunca jednaka, posljednja formula dobiva numerički izraz

Poznavajući sjaj zvijezde, možemo izračunati njen polumjer, pod pretpostavkom da ima sferni oblik i da disk zvijezde ima isti sjaj i u centru i na rubu. Površina diska je jednaka Označavanje svjetline diska sa I, tj. pod pretpostavkom da je svaki kvadratni metar emituje I džula energije zračenja u sekundi, dobijamo energiju koju emituje disk zvezde. Slično, energija koju emituje solarni disk je Podelivši prvi izraz sa drugim, dobijamo sjaj zvezde

Iz teorije toplotno zračenje poznato je da

i stoga

Temperatura T uključena u ovu formulu malo se razlikuje od temperature određene indeksom boja, ali to se može zanemariti i tada će polumjer zvijezde biti