Svietivosť hviezdy je úmerná. Svetelné technické veličiny: svetelný tok, svietivosť, osvetlenosť, svietivosť, jas

Svietivosť

Astronómovia dlho verili, že rozdiel v zdanlivej jasnosti hviezd súvisí iba so vzdialenosťou k nim: čím ďalej je hviezda, tým menej jasná by sa mala javiť. Keď však boli známe vzdialenosti k hviezdam, astronómovia zistili, že niekedy majú vzdialenejšie hviezdy väčšiu jasnosť. To znamená, že zdanlivá jasnosť hviezd závisí nielen od ich vzdialenosti, ale aj od skutočnej sily ich svetla, teda od ich svietivosti. Svietivosť hviezdy závisí od veľkosti povrchu hviezd a jej teploty. Svietivosť hviezdy vyjadruje jej skutočnú svietivosť v porovnaní so svietivosťou Slnka. Napríklad, keď hovoria, že svietivosť Síria je 17, znamená to, že skutočná intenzita jeho svetla je 17-krát väčšia ako intenzita Slnka.

Stanovením svietivosti hviezd astronómovia zistili, že mnohé hviezdy sú tisícnásobné jasnejšie ako slnko, napríklad svietivosť Deneba (alfa Cygnus) je 9400. Medzi hviezdami sú také, ktoré vyžarujú státisíckrát viac svetla ako Slnko. Príkladom je hviezda symbolizovaná písmenom S v súhvezdí Dorado. Svieti 1 000 000-krát jasnejšie ako Slnko. Iné hviezdy majú rovnakú alebo takmer rovnakú svietivosť ako naše Slnko, napríklad Altair (Alpha Aquila) -8. Existujú hviezdy, ktorých svietivosť je vyjadrená v tisícinách, to znamená, že ich svietivosť je stokrát menšia ako svietivosť Slnka.

Farba, teplota a zloženie hviezd

Hviezdy majú rôzne farby. Napríklad Vega a Deneb sú biele, Capella je žltkastá a Betelgeuse je červenkastá. Čím nižšia je teplota hviezdy, tým je červenšia. Teplota bielych hviezd dosahuje 30 000 a dokonca 100 000 stupňov; teplota žltých hviezd je asi 6000 stupňov a teplota červených hviezd je 3000 stupňov a menej.

Hviezdy sú vyrobené z horúčavy plynné látky: vodík, hélium, železo, sodík, uhlík, kyslík a iné.

Zhluk hviezd

Hviezdy v obrovskom priestore Galaxie sú rozmiestnené celkom rovnomerne. Niektoré z nich sa však stále hromadia na určitých miestach. Samozrejme, aj tam sú vzdialenosti medzi hviezdami stále veľmi veľké. Ale kvôli obrovským vzdialenostiam takéto blízko umiestnené hviezdy vyzerajú ako hviezdokopa. Preto sa tak volajú. Najznámejšou z hviezdokôp sú Plejády v súhvezdí Býka. Voľným okom možno v Plejádach rozlíšiť 6-7 hviezd, ktoré sa nachádzajú veľmi blízko seba. Cez ďalekohľad je ich na malej ploche viditeľných viac ako sto. Ide o jednu zo zhlukov, v ktorej hviezdy tvoria viac-menej izolovaný systém, prepojený všeobecný pohyb vo vesmíre. Priemer tejto hviezdokopy je asi 50 svetelných rokov. Ale aj pri zdanlivej blízkosti hviezd v tejto hviezdokope sú v skutočnosti dosť ďaleko od seba. V rovnakom súhvezdí, obklopujúcom jeho hlavnú - najjasnejšiu - červenkastú hviezdu Al-debaran, sa nachádza ďalšia, rozptýlenejšia hviezdokopa - Hyády.

Niektoré hviezdokopy sa v slabých ďalekohľadoch javia ako zahmlené, rozmazané škvrny. Vo výkonnejších ďalekohľadoch sa tieto škvrny, najmä smerom k okrajom, rozpadajú na jednotlivé hviezdy. Veľké teleskopy umožňujú zistiť, že ide o obzvlášť blízke hviezdokopy, ktoré majú guľový tvar. Preto sa takéto zhluky nazývajú guľové. V súčasnosti je známych viac ako sto guľových hviezdokôp. Všetky sú od nás veľmi vzdialené. Každá z nich pozostáva zo stoviek tisíc hviezd.

Otázka, čo je svet hviezd, je zrejme jednou z prvých otázok, ktorým ľudstvo čelí od úsvitu civilizácie. Každý, kto uvažuje o hviezdnej oblohe, sa nedobrovoľne spája najviac jasné hviezdy do najjednoduchších figúrok – štvorcov, trojuholníkov, krížikov, pričom sa stáva nedobrovoľným tvorcom vlastnej mapy hviezdnej oblohy. Naši predkovia išli rovnakou cestou a rozdelili hviezdnu oblohu na jasne rozlíšiteľné kombinácie hviezd, ktoré sa nazývajú súhvezdia. V starovekých kultúrach nachádzame zmienky o prvých súhvezdiach, stotožňovaných so symbolmi bohov či mýtov, ktoré sa k nám dostali v podobe poetických názvov - súhvezdie Orion, súhvezdie Canes Venatici, súhvezdie Andromedy, atď. Tieto mená akoby symbolizovali predstavy našich predkov o večnosti a nemennosti vesmíru, stálosti a nemennosti harmónie kozmu.

Dôležitou „inštrumentálnou“ charakteristikou urýchľovača je jeho svietivosť; Čím je väčšia, tým častejšie dochádza k zrážkam častíc zo zrážajúcich sa lúčov. Svietivosť závisí od počtu častíc v každom lúči a od toho, ako pevne sú častice zhromaždené, to znamená, ako dobre je lúč zaostrený v bode kolízie.

Svietivosť L je vyjadrená v cm–2 s–1. Aby ste zistili, ako často sa bude určitý proces na danom urýchľovači vyskytovať, je potrebné vynásobiť prierez procesu svietivosťou zrážača. Napríklad s konštrukčnou svietivosťou LHC rovnajúcou sa 10 34 cm –2 s –1 proces výroby Higgsovho bozónu s hmotnosťou 200 GeV s prierezom 20 pb (= 2 10 – 35 cm 2), bude prebiehať s priemernou frekvenciou raz za päť sekúnd.

Tiež často používané integrálna svietivosť(alebo integrál svietivosti), teda svietivosť vynásobená dobou prevádzky urýchľovača. Zvyčajne sa vyjadruje v inverzných pikobarniach (pb–1) alebo inverzných femtobarnách (fb–1; 1 fb–1 = 1000 pb–1). Napríklad zrážač so svietivosťou 10 34 cm –2 s –1 po prevádzke „štandardného urýchľovacieho roka“ (10 miliónov sekúnd, čo sa približne rovná štyrom mesiacom) získa integrálnu svietivosť 100 fb – 1. To znamená, že nejaký zriedkavý proces s prierezom 1 fb prebehne za túto dobu približne 100-krát (avšak vzhľadom na neideálnu účinnosť detektora bude počet skutočne zaznamenaných udalostí samozrejme menší).

Metódy zvýšenia jasu

Častice v prstencovom urýchľovači nelietajú v súvislom prúde, ale delia sa na jednotlivé kompaktné. zrazeniny(v žargóne - „banchy“, z angličtiny partia- zrazenina). Existuje niekoľko možností na zvýšenie svietivosti urýchľovačov:

Zvýšenie častíc v každej zrazenine. Existuje tu prirodzený limit: podobne nabité častice sa od seba odtláčajú, a preto jednoducho nemôžete obsahovať príliš veľa častíc v jednom zhluku.
Zvýšenie počtu zrazenín. Vývojári LHC išli touto cestou - pri dizajnovej svietivosti v ňom bude cirkulovať 2808 trsov v každom z dvoch kolidujúcich lúčov. Čas medzi zrážkami trsov bude len 25 ns. To kladie veľmi prísne požiadavky na parametre detektora a elektroniky, ktorá dáta číta - veď v týchto 25 ns je potrebné generované častice nielen registrovať, ale aj preniesť všetky zozbierané informácie do počítačov, resp. ako „vyčistiť“ detektor, pripraviť ho na prijatie novej časti častíc.
Kompresia zrazenín. V dôsledku silného elektrického odpudzovania lietajú zväzky pozdĺž urýchľovacieho prstenca v pomerne riedkom stave a iba v blízkosti bodov kolízie sú silne stlačené špeciálnymi zaostrovacími magnetmi. Pravda, minimálna dosiahnuteľná priečna veľkosť zhluku závisí nielen od vlastností tohto magnetu, ale aj od toho, do akej miery častice vo vnútri zhluku „plávajú“ pri jeho pohybe v urýchľovači. Na potlačenie tohto kmitania je potrebné lúče ochladiť.

Treba si uvedomiť, že nie vždy sa treba snažiť o čo najvyššiu svietivosť. Faktom je, že ak je v každom zhluku veľa častíc, tak pri každej zrážke dvoch prichádzajúcich zhlukov súčasne dôjde k niekoľkým nezávislým zrážkam protónov a protónov. Detektor uvidí stopy všetkých týchto zrážok navrstvené na seba naraz a bude ešte ťažšie ich pochopiť ako v prípade jedinej kolízie. Tento nežiaduci, no nevyhnutný jav pri vysokej svietivosti sa nazýva tzv vlasový efekt (pile-up).

Diagram "spektrum - svietivosť"

Rovnako ako Slnko, aj hviezdy osvetľujú Zem, ale kvôli obrovskej vzdialenosti od nich je osvetlenie, ktoré vytvárajú na Zemi, o mnoho rádov menšie ako osvetlenie Slnka. Z tohto dôvodu vznikajú technické problémy pri meraní osvetlenia z hviezd. Astronómovia stavajú obrovské teleskopy na detekciu slabých emisií hviezd. Čím väčší je priemer šošovky ďalekohľadu, tým slabšie hviezdy je možné použiť na štúdium. Merania ukázali, že napríklad Polárka vytvára osvetlenie na povrchu Zeme E = 3,8 10 -9 W/m 2, čo je 370 miliárd krát menej ako osvetlenie vytvorené Slnkom. Vzdialenosť k Polárke je 200 ks, alebo asi 650 sv. rokov (r = b 10 18 m). Preto svietivosť polárnej hviezdy 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 Ako vidíme, napriek nízkej viditeľnosti Jas tejto hviezdy, jej svietivosť je 4600-krát vyššia ako Slnko.

Merania ukázali, že medzi hviezdami sú hviezdy státisíckrát silnejšie ako Slnko a hviezdy so svietivosťou desaťtisíckrát menšou ako má Slnko.

Merania povrchových teplôt hviezd ukázali, že teplota povrchu hviezdy určuje jej viditeľnú farbu a prítomnosť spektrálnych absorpčných čiar určitých typov. chemické prvky v jej spektre. Sírius teda svieti bielou farbou a jej teplota je takmer 10 000 K. Hviezda Betelgeuse (α Orionis) má červenú farbu a povrchovú teplotu asi 3500 K. Žlté slnko má teplotu 6000 K. Podľa teploty, farby a typu spektra boli všetky hviezdy rozdelené do spektrálnych tried, ktoré sú označené písmenami O, B, A, F, G, K, M. Spektrálna klasifikácia hviezd je uvedená v tabuľke nižšie.

Medzi spektrálnou triedou hviezdy a jej svietivosťou existuje ešte jedna zaujímavá súvislosť, ktorá je prezentovaná vo forme diagramu „spektrum – svietivosť (v slnečných svietivostiach)“ (nazývaná aj Hertzsprungov-Russellov diagram na počesť dvoch astronómov – E. Hertzsprunga a G. Russella, ktorí ho postavili). Diagram jasne ukazuje štyri skupiny hviezd.

Hlavná sekvencia

Padajú na ňu parametre väčšiny hviezd. Naše Slnko je tiež hviezda hlavnej postupnosti. Hustoty hviezd hlavnej postupnosti sú porovnateľné s hustotou Slnka.

Červení obri

Do tejto skupiny patria najmä červené hviezdy s polomermi desaťkrát väčšími ako slnečný, napríklad hviezda Arcturus (α Bootes), ktorej polomer je 25-krát väčší ako polomer Slnka a ktorej svietivosť je 140-krát.

Supergianti

Sú to hviezdy so svietivosťou desať a stotisíckrát vyššou ako Slnko. Polomery týchto hviezd sú stokrát väčšie ako polomer Slnka. Medzi červené supergianty patrí Betelgeuse (a Orion). S hmotnosťou približne 15-krát väčšou ako Slnko je jeho polomer takmer 1000-krát väčší ako Slnko. Priemerná hustota tejto hviezdy je len 2 10 -11 kg/m 3 , čo je viac ako 1 000 000-krát menej ako hustota vzduchu.

Bieli trpaslíci

Ide o skupinu prevažne bielych hviezd so svietivosťou sto a tisíckrát menšou ako Slnko. Sú umiestnené v ľavej dolnej časti diagramu. Tieto hviezdy majú polomery takmer stokrát menšie ako tá slnečná a veľkosťou sú porovnateľné s planétami. Príkladom bieleho trpaslíka je hviezda Sirius B, satelit Síria. S hmotnosťou takmer rovnajúcou sa Slnku a veľkosťou 2,5-krát väčšou ako veľkosť Zeme má táto hviezda gigantický priemerná hustota- ρ = 3 10 8 kg/m 3.

Aby sme pochopili, ako sa vysvetľujú pozorované rozdiely medzi hviezdami rôznych skupín, pripomeňme si vzťah medzi svietivosťou, teplotou a polomerom hviezdy, ktorý sme použili na určenie teploty Slnka.

Porovnajme dve hviezdy spektrálnej triedy K, jedna je na hlavnej postupnosti (MS), druhá je červený obr (RG). Majú rovnakú teplotu - T = 4500 K a ich svietivosť sa líši tisíckrát:

to znamená, že červené obry sú desaťkrát väčšie ako hviezdy hlavnej postupnosti.

Masy hviezd Bolo možné merať len pre hviezdy, ktoré sú súčasťou binárnych systémov. A boli určené parametrami obežných dráh hviezd a obdobím ich vzájomného otáčania pomocou tretieho zovšeobecneného Keplerovho zákona. Ukázalo sa, že hmotnosti všetkých hviezd ležia v dosahu

0,05 M ≤ M ≤ 100 M

Pre hviezdy hlavnej postupnosti existuje vzťah medzi hmotnosťou hviezdy a jej svietivosťou: čím väčšia je hmotnosť hviezdy, tým väčšia je jej svietivosť.

Hviezda spektrálnej triedy B má teda hmotnosť asi M ≈ 20 M a jej svietivosť je takmer 100 000-krát väčšia ako Slnko.

Zdroj energie zo Slnka a hviezd

Autor: moderné nápady, zdrojom energie, ktorá podporuje žiarenie Slnka a hviezd je jadrová energia, ktorá sa uvoľňuje pri termonukleárnych reakciách vzniku (fúzie) jadier atómov hélia z jadier atómov vodíka. Pri fúznej reakcii sa zo štyroch jadier atómov vodíka (štyri protóny) vytvorí jadro atómu hélia a uvoľní sa energia ΔE = 4,8 10 -12 J, tzv. väzbovú energiu, dve elementárne častice neutrína a dva pozitróny (4H He + 2e + + 2ν + ΔE).

Na to, aby došlo k jadrovým reakciám, je potrebná teplota nad niekoľko miliónov Kelvinov, pri ktorej by protóny s rovnakým nábojom zúčastňujúce sa reakcie mohli dostať dostatočnú energiu na to, aby sa k sebe priblížili, prekonali elektrické odpudivé sily a spojili sa do jedného nového jadra. V dôsledku toho termonukleárne reakcie syntézou z vodíka s hmotnosťou 1 kg vzniká hélium s hmotnosťou 0,99 kg, hmotnostný defekt Δm = 0,01 kg a energia sa uvoľňuje q = Δmc 2 = 9 10 14 J.

Teraz môžeme odhadnúť, ako dlho vydržia zásoby vodíka Slnka, aby sa zachovala pozorovaná žiara Slnka, t. j. životnosť Slnka. Rezerva jadrovej energie E = M q = 2 10 30 9 10 14 = 1,8 10 45 J. Ak túto rezervu jadrovej energie vydelíme slnečnou svietivosťou L, dostaneme životnosť Slnka:

Vzhľadom na to, že Slnko pozostáva najmenej zo 70% vodíka a jadrové reakcie sa vyskytujú iba v strede, v slnečnom jadre, ktorého hmotnosť je asi 0,1 M a kde je teplota dostatočne vysoká na to, aby prebehli termonukleárne reakcie, potom bude životnosť Slnka a hviezd podobných Slnku t ≈ 10 10 rokov

Svietivosť hviezd Svietivosť hviezdy, svietivosť hviezdy, teda veľkosť svetelného toku vyžarovaného hviezdou, obsiahnutá v jednotkovom priestorovom uhle. Pojem "svietivosť hviezd" nezodpovedá pojmu "svietivosť" všeobecnej fotometrie. Slnečné žiarenie hviezdy sa môže vzťahovať buď na akúkoľvek oblasť spektra hviezdy (vizuálne slnečné žiarenie hviezdy, fotografické slnečné žiarenie hviezdy atď.), alebo na jej celkové žiarenie (bolometrické slnečné žiarenie hviezdy). Svietivosť hviezdy sa zvyčajne vyjadruje v jednotkách slnečnej svietivosti, ktorá sa rovná 3 · 1027 medzinárodných sviečok alebo 3,8 · 1033 erg/s. Svietivosti jednotlivých hviezd sa od seba veľmi líšia: existujú hviezdy, ktorých bolometrická svietivosť dosahuje pol milióna v jednotkách slnečnej svietivosti (nadobrie hviezdy spektrálnej triedy O), ako aj hviezdy s bolometrickou svietivosťou stotisíckrát menšou ako je svietivosť. Slnko. Predpokladá sa, že existujú hviezdy s ešte nižšou svietivosťou. Spolu s hmotnosťami, polomermi a povrchovými teplotami hviezd sú svietivosti najdôležitejšie vlastnosti hviezdy Spojenie medzi týmito charakteristikami hviezd sa uvažuje v teoretickej astrofyzike. Poloha hviezdy L súvisí s absolútnym veľkosť M závislosť:

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

Pozri tiež čl. hviezdy a rozsvietená. s ňou.

Veľký Sovietska encyklopédia. - M.: Sovietska encyklopédia. 1969-1978 .

Pozrite sa, čo je „Svietosť hviezd“ v iných slovníkoch:

Vo všeobecnej fyzike je svietivosť hustota toku svetelnej energie v danom smere. V experimentálnej fyzike elementárne častice svietivosť je parameter urýchľovača alebo zrážača, ktorý charakterizuje intenzitu zrážky zrážajúcich sa lúčov... Wikipedia

Množstvo merané pomerom celkovej energie emitovanej hviezdou k času emisie. Jednotkou S. hviezdy v SI je watt. S. Sun, rovná sa 3,86 1026 W, sa používa ako jednotka svietivosti iných hviezd ... Astronomický slovník

Svetelnosť je termín používaný na pomenovanie niektorých fyzikálnych veličín. Obsah 1 Fotometrická svietivosť 2 Svetelnosť nebeského telesa ... Wikipedia

Sila žiarenia hviezd. Zvyčajne sa vyjadruje v jednotkách rovných slnečnej svietivosti L? = 3,86? 1026 W... Veľký encyklopedický slovník

Horúce žiariace nebeských telies, podobne ako Slnko. Hviezdy sa líšia veľkosťou, teplotou a jasom. V mnohých ohľadoch Slnko typická hviezda, hoci sa zdá byť oveľa jasnejšia a väčšia ako všetky ostatné hviezdy, keďže sa nachádza oveľa bližšie k... ... Collierova encyklopédia

I Svietivosť v bode na povrchu, pomer svetelného toku (pozri Svetelný tok) vychádzajúci z malého povrchového prvku, ktorý obsahuje tento bod, do oblasti tohto prvku. Jedna z veličín svetla (Pozri Množstvo svetla).... ... Veľká sovietska encyklopédia

LUMINOSITY, absolútny jas HVIEZDY, množstvo energie vyžarovanej jej povrchom za sekundu. Vyjadrené vo wattoch (jouloch za sekundu) alebo jednotkách slnečného jasu. Bolometrická svietivosť meria celkový výkon svetla hviezdy na... ... Vedecko-technický encyklopedický slovník

SVIETOSŤ hviezdy, sila žiarenia. Zvyčajne sa vyjadruje v jednotkách rovných svietivosti Slnka L¤ = 3,86×1026 W... Encyklopedický slovník

Hviezdy veľkých rozmerov a vysokej svietivosti. Polomer obra dosahuje 1000 slnečných polomerov a jeho svietivosť je 1000-krát väčšia ako svietivosť Slnka. Obri majú nízku priemernú hustotu kvôli ich rozšíreným, riedkym schránkam. Pre niektorých...... Astronomický slovník

Hviezdy, sila žiarenia. Zvyčajne sa vyjadruje v jednotkách slnečnej svietivosti 1,0 = 3,86*1026 W... Prírodná veda. Encyklopedický slovník

Jasnosť E hviezdy, určená jej zdanlivou veľkosťou, je nepriamo úmerná druhej mocnine vzdialenosti k nej. Na zistenie skutočného žiarenia hviezdy je potrebné eliminovať vplyv jej vzdialenosti. Dohodnime sa, že absolútnu jasnosť budeme nazývať tou, ktorú by hviezda mala, keby bola vo vzdialenosti 10 parsekov od pozorovateľa (1 parsek svetelných rokov km). Potom platí vzorec

v ktorej je vzdialenosť vyjadrená v parsekoch.

Viditeľné svetlo závisí aj od vzdialenosti. veľkosť. Veľkosť, ktorú by hviezda mala, keby bola vo vzdialenosti 10 parsekov od pozorovateľa, sa nazýva absolútna veľkosť a označuje sa písmenom M. Použitím vzorcov (1) a (5) dostaneme

odkiaľ pomocou logaritmu a transformácie nájdeme

Pomocou tohto vzorca, pri znalosti zdanlivej veľkosti a vzdialenosti, sa vypočíta absolútna veľkosť M.

Svietivosť hviezdy je pomer intenzity jej svetla k intenzite Slnka, ktoré sa teda berie ako jednota. Ak označíme absolútnu veľkosť Slnka, potom sa svietivosť hviezdy L vypočíta pomocou vzorca

Pretože v lúčoch V je absolútna veľkosť Slnka rovnaká, posledný vzorec dostane číselné vyjadrenie

Keď poznáme svietivosť hviezdy, môžeme vypočítať jej polomer za predpokladu, že má guľový tvar a že kotúč hviezdy má rovnakú jasnosť v strede aj na okraji. Plocha disku sa rovná Označeniu jasu disku I, t.j. za predpokladu, že každý štvorcový meter vyžaruje I joulov žiarivej energie za sekundu, získame energiu vyžarovanú diskom hviezdy. Podobne aj energia vyžarovaná slnečným diskom je vydelením prvého výrazu druhým, získame svietivosť hviezdy