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.

Важной «инструментальной» характеристикой коллайдера является его светимость ; чем она больше, тем чаще происходят столкновения частиц из встречных пучков. Светимость зависит от количества частиц в каждом пучке и от того, насколько плотно частицы собраны, то есть насколько хорошо пучок сфокусирован в точке столкновений.

Светимость L выражается в см –2 ·с –1 . Для того чтобы узнать, как часто будет происходить какой-то процесс на данном коллайдере, надо умножить сечение процесса на светимость коллайдера. Например, при проектной светимости LHC, равной 10 34 см –2 ·с –1 , процесс рождения хиггсовского бозона с массой 200 ГэВ, имеющий сечение 20 pb (= 2·10 –35 см 2), будет происходить со средней частотой один раз в пять секунд.

Часто используют также интегральную светимость (или интеграл светимости), то есть светимость, умноженную на время работы ускорителя. Ее обычно выражают в обратных пикобарнах (pb –1) или обратных фемтобарнах (fb –1 ; 1 fb –1 = 1000 pb –1) . Например, коллайдер со светимостью 10 34 см –2 ·с –1 , проработав в течение «стандартного ускорительного года» (10 миллионов секунд, что примерно равно четырем месяцам), наберет интегральную светимость 100 fb –1 . Это значит, что какой-нибудь редкий процесс с сечением 1 fb, произойдет за это время примерно 100 раз (однако из-за неидеальной эффективности детектора количество реально зарегистрированных событий будет, конечно, меньше).

Методы повышения светимости

Частицы в кольцевом ускорителе летают не сплошным потоком, а разбиты на отдельные компактные сгустки (на жаргоне - «банчи», от английского bunch - сгусток). Существует несколько возможностей для увеличения светимость ускорителей:

• Увеличение частиц в каждом сгустке. Тут есть естественный предел: одноименно заряженные частицы расталкиваются, и потому слишком много частиц в одном сгустке просто не удержишь.
• Увеличение количества сгустков. По этому пути пошли разработчики LHC - при проектной светимости в нём будут циркулировать по 2808 сгустков в каждом из двух встречных пучков. Время между столкновениями сгустков будет составлять всего 25 нс. Это накладывает очень жесткие требования на параметры детектора и электронику, считывающую данные, - ведь за эти 25 нс надо успеть не только зарегистрировать рожденные частицы, но и передать компьютерам всю собранную информацию, а также «очистить» детектор, подготовив его к приему новой порции частиц.
• Сжатие сгустков. Из-за сильного электрического расталкивания сгустки летают по ускорительному кольцу в довольно разреженном состоянии, и только вблизи точек столкновения их сильно сжимают специальные фокусирующие магниты. Правда, минимально достижимый поперечный размер сгустка зависит не только от свойств этого магнита, но и от того, насколько сильно «бултыхаются» частицы внутри сгустка при его движении в ускорителе. Для подавления этого бултыхания пучки требуется охлаждать.

Следует отметить, что далеко не всегда нужно стремиться к максимально возможной светимости. Дело в том, что если в каждом сгустке будет очень много частиц, то при каждом столкновении двух встречных сгустков будет одновременно происходить несколько независимых протон-протонных столкновений. Детектор будет видеть наложенные друг на друга следы сразу всех этих столкновений, и разобраться в них будет еще тяжелее, чем в случае одного-единственного столкновения. Это нежелательное, но неизбежное при высокой светимости явление называется эффектом нагромождения (pile-up ).

Диаграмма «спектр - светимость»

Как и Солнце, звезды освещают Землю, но из-за огромного расстояния до них освещенность, которую они создают на Земле, на много порядков меньше солнечной. По этой причине и возникают технические проблемы при измерениях освещенности от звезд. Астрономы строят гигантские телескопы, чтобы уловить слабые излучения звезд. Чем больше диаметр объектива телескопа, тем более слабые звезды можно с его помощью исследовать. Измерения показали, что, например, Полярная звезда создает освещенность на поверхности Земли Е = 3,8 10 -9 Вт/м 2 , что в 370 млрд раз меньше освещенности, создаваемой Солнцем. Расстояние до Полярной звезды составляет 200 пк, или около 650 св. лет (r = б 10 18 м). Поэтому светимость Полярной звезды L п = 4πr 2 Е = 4 3,14 х (6 10 18 м) 2 3,8 10 -9 Вт/м 2 = 9,1 10 29 Вт = 4600 L Как видим, несмотря на малую видимую яркость этой звезды, ее светимость в 4600 раз превышает солнечную.

Измерения показали, что среди звезд встречаются звезды в сотни тысяч раз более мощные, чем Солнце, и звезды со светимостями в десятки тысяч раз меньшими, чем у Солнца.

Измерения температур поверхности звезд показали, что температура поверхности звезды определяет ее видимый цвет и наличие спектральных линий поглощения тех или иных химических элементов в ее спектре. Так, Сириус сияет белым цветом и его температура равна почти 10 000 К. Звезда Бетельгейзе (α Ориона) имеет красный цвет и температуру поверхности около 3500 К. Солнце желтого цвета имеет температуру 6000 К. По температуре, по цвету и виду спектра все звезды разбили на спектральные классы, которые обозначаются буквами О, В, A, F, G, К, М. Спектральная классификация звезд приведена ниже в таблице.

Имеется еще одна интересная связь между спектральным классом звезды и ее светимостью, которая представляется в виде диаграммы «спектр - светимость (в светимостях Солнца)» (ее еще называют диаграммой Герцшпрунга-Рессела в честь двух астрономов - Э. Герцшпрунга и Г. Рессела, построивших ее). На диаграмме четко выделяются четыре группы звезд.

Главная последовательность

На нее ложатся параметры большинства звезд. К звездам главной последовательности относится и наше Солнце. Плотности звезд главной последовательности сравнимы с солнечной плотностью.

Красные гиганты

К этой группе в основном относятся звезды красного цвета с радиусами, в десятки раз превышающими солнечный, например звезда Арктур (α Волопаса), радиус которой превышает солнечный в 25 раз, а светимость - в 140 раз.

Сверхгиганты

Это звезды со светимостями, в десятки и сотни тысяч раз превышающими солнечную. Радиусы этих звезд в сотни раз превышают радиус Солнца. К сверхгигантам красного цвета относится Бетельгейзе (а Ориона). При массе примерно в 15 раз больше солнечной ее радиус превышает солнечный почти в 1000 раз. Средняя плотность этой звезды составляет всего 2 10 -11 кг/м 3 , что более чем в 1 000 000 раз меньше плотности воздуха.

Белые карлики

Это группа звезд в основном белого цвета со светимостями в сотни и тысячи раз меньше солнечной. Они расположены слева внизу диаграммы. Эти звезды имеют радиусы почти в сто раз меньше солнечного и по размерам сравнимы с планетами. Примером белого карлика служит звезда Сириус В - спутник Сириуса. При массе, почти равной солнечной, и размере, в 2,5 раза большем, чем размер Земли, эта звезда имеет гигантскую среднюю плотность - ρ = 3 10 8 кг/м 3 .

Чтобы понять, чем объясняются наблюдаемые отличия звезд разных групп, вспомним связь между светимостью, температурой и радиусом звезды, которую мы использовали для определения температуры Солнца.

Сравним две звезды спектрального класса К, одна - главной последовательности (ГП), другая - красный гигант (КГ). У них одинаковая температура - Т = 4500 К, а светимости отличаются в тысячу раз:

т. е. красные гиганты в десятки раз больше по размерам, чем звезды главной последовательности.

Массы звезд удалось измерить только у звезд, входящих в состав двойных систем. И они определялись по параметрам орбит звезд и периоду их обращения вокруг друг друга с использованием третьего обобщенного закона Кеплера. Оказалось, что массы всех звезд лежат в пределах

0,05М ≤ М ≤ 100М

Для звезд главной последовательности имеется связь между массой звезды и ее светимостью: чем больше масса звезды, тем больше ее светимость.

Так, звезда спектрального класса В имеет массу около М ≈ 20М и ее светимость почти в 100 000 раз больше солнечной.

Источник энергии Солнца и звезд

По современным представлениям, источником энергии, поддерживающим излучения Солнца и звезд, служит ядерная энергия, которая выделяется при термоядерных реакциях образования (синтеза) ядер атомов гелия из ядер атомов водорода. При реакции синтеза из четырех ядер атомов водорода (четырех протонов) образуется ядро атома гелия, при этом выделяется энергия ΔЕ = 4,8 10 -12 Дж, называемая энергией связи , две элементарные частицы нейтрино и два позитрона (4Н Не + 2е + + 2ν + ΔЕ).

Для протекания ядерных реакций необходима температура выше нескольких миллионов кельвинов, при которой участвующие в реакции протоны с одинаковыми зарядами смогли бы получить достаточную энергию для взаимного сближения, преодоления электрических сил отталкивания и слияния в одно новое ядро. В результате термоядерных реакций синтеза из водорода массой 1 кг образуется гелий массой 0,99 кг, дефект масс Δm = 0,01 кг и выделяется энергия q = Δmc 2 = 9 10 14 Дж.

Теперь можно оценить, на сколько времени хватит у Солнца запасов водорода, чтобы поддерживать наблюдаемое свечение Солнца, т. е. время жизни Солнца. Запас ядерной энергии Е = M q = 2 10 30 9 10 14 = 1,8 10 45 Дж. Если поделить этот запас ядерной энергии на светимость Солнца L , то мы получим время жизни Солнца:

Если учесть, что Солнце состоит по крайней мере на 70% из водорода и ядерные реакции протекают только в центре, в солнечном ядре, масса которого составляет около 0,1М и где температура достаточно высокая для протекания термоядерных реакций, то время жизни Солнца и звезд, похожих на Солнце, составит t ≈ 10 10 лет

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

Блеск Е звезды, определяемый видимой звездной величиной , обратно пропорционален квадрату расстояния до нее. Чтобы узнать действительное излучение звезды, необходимо исключить влияние ее расстояния. Условимся называть абсолютным блеском тот, который имела бы звезда, если бы она находилась на расстоянии 10 парсеков от наблюдателя (1 парсек световых года км). Тогда справедлива формула

в которой расстояние выражено в парсеках.

От расстояния зависит также и видимая звездная величина . Звездная величина, которую имела бы звезда, находясь на расстоянии 10 парсеков от наблюдателя, называется абсолютной звездной величиной обозначается буквой М. Применив формулы (1) и (5), получим

откуда, логарифмируя и преобразуя, найдем

По этой формуле, зная видимую звездную величину и расстояние вычисляют абсолютную звездную величину М.

Светимостью звезды называется отношение силы ее света к силе света Солнца, которая таким образом принята за единицу. Если обозначить абсолютную звездную величину Солнца то светимость звезды L вычисляется по формуле

Так как в лучах V абсолютная звездная величина Солнца равна то последняя формула получает численное выражение

Зная светимость звезды, можно вычислить ее радиус, считая, что она имеет шаровую форму и что диск звезды имеет одинаковую яркость как в центре, так и на краю. Площадь диска равна Обозначив яркость диска через I, т. е. считая, что каждый квадратный метр испускает в секунду I джоулей лучистой энергии, получим энергию излучаемую диском звезды. Аналогично энергия, излучаемая диском Солнца, равна Разделив первое выражение на второе, получим светимость звезды

Из теории теплового излучения известно, что

и, следовательно,

Входящая в эту формулу температура Т несколько отличается от температуры, определяемой по показателю цвета, но этим можно пренебречь и тогда радиус звезды будет