Цветът и температурата на звездите

Звездите имат различни цветове. В Арктур ​​жълто-оранжев оттенък, Ригел, в синьо и бяло, ярко червено Antares. Доминиращ цвят в спектъра на звезда зависи от температурата на повърхността. Газ обвивка на звездата се държи почти като съвършен емитер (черно тяло) и то е предмет на законите на класическата радиация Макс Планк (1858-1947), Y.Stefana (1835-1893) и W. Wien (1864-1928), свързващ телесна температура и естеството на неговото лъчение.

Sparkle и блясък

С поглед към звездното небе, ще забележите, че звездите се различават в тяхната яркост, или, както казват астрономите, от тяхната очевидна яркост.

Най-ярките звезди са се съгласили да се обадя звездите на първа величина; тези звезди, които светят в своя 2.5-кратно (или по-точно, до 2512 пъти) по-слабите звезди на 1-ви магнитуд звездите са наречени втора величина. За звездите трета величина извършва тези. 2 звезди са по-слаби величина 2,5 пъти, и така нататък. Г. Най-слабите на звезди достъпни за невъоръжено око, са посочени като звездите шеста величина. Трябва да се помни, че терминът "големината" не посочва размера на звездите, но само на тяхната очевидна яркост.

Можете да се изчисли колко звездата на първия величината-ярка звезда на шести големината. За да направите това, което трябва да вземе 2,5 множител от 5 пъти. Резултатът ще бъде, че звезди първа величина звездите блестят по-ярки на 6-ти величината 100 пъти. Всички неща в небето има 20 от най-ярките звезди, които обикновено казват, че е звездата на първа величина. Но това не означава, че те имат една и съща яркост. В действителност, някои от тях ще бъде малко по-ярка първата величина, други са малко по-слаби, а само един от тях - една звезда е точно това, стойността на 1-ви

Същата ситуация е с 2-ри на звезди, 3-ти и следващите стойности. Ето защо, за точна яркостта на конкретна звезда, трябва да се прибегне до фракции. Например, тези звезди, които по тяхната яркост, разположени по средата между звезди 1-ви и 2-ри на величини, се считат, че принадлежат към 1,5-то големината. Има звезди с величини от 1,6; 2,3; 3.4; 5.5 и така нататък. Г. небето е ясно на няколко особено ярки звезди, които по своята блясък надхвърля яркостта на звездите на първата величина. Ние въведохме нулеви и отрицателни величини на тези звезди. Например, най-ярката звезда северното полукълбо небе - Вега - има блясък 0.1 величина, както и най-ярката звезда цялото небе - Сириус - има блясък минус 1.3 величина.

За всички звезди, видими с невъоръжено око, а за много от по-слабите точно измерена тяхната величина.

Вземете един обикновен бинокъл и го гледате на всяка част от небето. Вие ще видите много малки светещи звезди, които не са видими с невъоръжено око, защото лещата (стъкло, събиране на светлина, бинокъл или телескоп) е по-голям от зеницата на човешкото око, и тя получава повече светлина.

На един типичен опера очила са лесно видими звезди на седмия големината, а в призмата бинокъла - звездите деветия величина. Телескопите също постигна много по-ниско съдържание на светещи звезди. Например, сравнително малък телескоп (леща диаметър 80 mm) видими звезди до 12 минути величина. Колкото по-мощни съвременни телескопи могат да наблюдават звездите на 18-ти величина. В снимките, направени с най-големите телескопи, можете да видите звездите до големината на 23-ти. Те 6 милиона. Пъти по-слаб, отколкото блясък от най-ниските светлинен звездите, които можем да видим с невъоръжено око. И ако само около 6000 звезди с невъоръжено око на небето е на разположение, най-мощните съвременни телескопи могат да наблюдават милиарди звезди.

сияние

Общо мощност на излъчване на звезди в целия диапазон на електромагнитния спектър, наречен вярно или болометър "осветеност". Например, между яркостта на слънцето 3,86ґ1026 вата. Колкото по-голяма от масата на нормална звезда, толкова по-голяма пропускливост; тя увеличава приблизително толкова куба на масата. Това съотношение маса - светимостта първо беше в резултат на наблюдения, а по-късно получи теоретична обосновка.

потока на енергията, идваща от звездата на Земята, наречен "Привидната яркост"; това зависи не само от истинския светлината на звездата, но и от разстоянието от Земята. Звезда на ниска светимост, разположен в близост до Земята, може да има по-голям блясък, отколкото звездата на висока осветеност на голямо разстояние.

температурен диапазон звезда атмосфера

Един от най-важните характеристики, които определят физическото състояние на небесните тела е тяхната температура. Както и при други параметри, температура на светлината се определя от тях с радиация използване на определени теоретични предположения. По-специално, като се смята, че източникът на светлина е в състояние на термодинамично равновесие.

Тъй като това не винаги е така в атмосфера на звезди, светлинният температура откриване на различни методи могат да се различават значително един от друг. Ефективното температурата на звездата представлява температурата на абсолютно черно тяло, размерите на които са равни на размерите на звезди и от общото количество се равнява на общата излъчване на звезда.

Ефективното температурата на звездата се определя от Stefan - Болцман Е = OT4. За да се определи температурата на звездата на това уравнение, е необходимо да се изчисли общото количество енергия, излъчвана от звездата в даден момент, да се знае разстоянието до звездата и неговия радиус на базата на тези данни, за да се определи стойността на E, и след това температурата.

От общата експозиция на външните слоеве на звезди на предположението, че звездите излъчват като черно тяло, да се определи температурата на повърхността на звездата. Тази температура варира от 30 000 до 3000 ° за отделните звезди галактики. Температура недра звезда е милиони градуси. За звезди с температура на повърхността от 30 000 ° температура под повърхността изглежда, че е около 100 милиона градуса. За звезди с температура на повърхността от 3000 ° температура звезда под повърхността се оценява на 10 милиона градуса.

Sun има температура от 6000 ° и подземни температура 13000000 ° повърхност. Температурата на цвят и яркост. Спектрофотометричен или цвета, температурата на звезди е температурата на черно тяло, имащо най-близо до наблюдавания относителното разпределение интензитет на лъчението в тази спектрална област. температура Star определя за различни региони на спектъра може да бъде по този начин разнообразен.

Ако знаете, че относителните звездите разпределителни интензивността на лъчението в цяла видимия диапазон, цветовата температура на звездата може да се определи със закон Wien е: Star температура от закона Wien се определя, както следва. Построен крива на разпределението на енергия звезда, и тази крива се избира теоретичната крива с най-близкия максимума от теорията на радиация на абсолютно черно тяло. Според максимално положение и определи цветовата температура на звездата.

Ако температурата на звездата се определя чрез сравняване с формула Планк в целия спектрален диапазон, като температура се нарича яркостта. Посочените по-горе методи за определяне на приблизителната температура на звездите. Причините за това се крият в спектъра усвояване на разделението на енергия, на първо място, че тъмните звезди изкривяват картината непрекъснат спектър и, на второ място, естеството на звездна радиация е различна от тази се лъчение.

индексни Цвят звезди. Температурата на звездите определя цвета им. Това звезда-голямата температура (около 30 000 ° на повърхността) имат синьо-бял цвят. Star, повърхностната температура от порядъка на 3000 ° са червено.

Sun при температура от 6000 ° до повърхността има жълт цвят. Звезди на междинно съединение температура на повърхността са бели на цвят, жълтеникаво-бели и жълто-червени. По този начин, звезди, които имат различни температури, да ни изглежда оцветен по различен начин. Това се вижда добре, ако се вгледате внимателно в звездното небе.

Въпреки това, някои от звездите ще ни изглежда синьо-бял (Сириус, Вега), другите жълти звезди (Capella, Spica), и най-накрая, някои червена звезда (Antares, Алдебаран). Като мерки за звезда живопис, приети следните: решени яркостта на звездата, заснети през син филтър, както и собствения си блясък - в жълт филтър.

Разликата между тези стойности се нарича индекс цвета на звездата и се приема като мярка за звездни цветовете. Можете да дадете друга дефиниция на звезда Цвят: Цветът се нарича разликата между фотографски магнитуд звездите, и то е визуално наблюдавана. Последното определение се основава на факта, че фотографска плака, е най-чувствителен към сините лъчи, а под око - за червените.

Фотографски и визуални магнитуд бели звезди като Сириус същото. Сините звезди са по-ярки от фотографски визуално. Поради това, разликата в фотографски и визуални количества от тези звезди ще бъде отрицателен. Жълти и червени звезди фотографски биха били по-малко ярки, отколкото визуално. Следователно, разликата между фотографски и визуални величини на звездите ще бъде положително.

определяне на температурата и размера на звезди от индекса на цвят. Цвят звезда може да се характеризира, от една страна, е показател за цвета му и от друга страна, дължината на вълната на максимална закона Wien на радиация и да се определи температурата на звездата. Следователно, можете да посочите цвят индекс зависимостта на по температурни звезди. Тази връзка може да бъде изразено с всяка от формула или определени графично. По този начин, на цвета индикатор на звездата, за да се определи неговата температура.

Да предположим, че в допълнение към началната точка (която се определя по отношение на цвета си), известен разстояние D на звездата (определена като годишен паралакс). След това, знаейки, че очевидната величината на звездата, и така разстоянието до него, определя неговата абсолютна величина М

Знаейки, абсолютната стойност, ние определяме неговата пропускливост L, който е мярка за излъчване на енергия звезда. Но излъчването на звездата, се определя от нейната температура и размер. Следователно, познаването на яркост L и температурата, може да се изчисли линейната радиусът на звездата, изразена в слънчеви радиуса. По този начин, знаейки, индекс на цвят, а разстоянието до звездата, че е възможно да се определи размера на звездата.

Както знаете, в началото нагрят метален свети червено, след това жълта и накрая бяла при повишаването на температурата. А също и звездите. Червено - (! Или синьо) най-студения и бяло - най-горещата. Отново избухна звездата ще има цвят, отговарящи на разпределените в основната си енергия и интензивността на изпълнението, от своя страна, зависи от масата на звездата. Така че, всички нормални звездите хладни, отколкото те са червени, така да се каже. Тежки звезди - топли и бели, светли, nonmassive - червени и относително хладни. Сега ние знаем, че най-високите температури съответстват на сините звезди, най-малко - в червено. Изяснете, че този параграф се справиха със температурата на видимата повърхност на звездата, защото както вече знаем, в центъра на звезди (в техните ядра), температурата е много по-висока, но това е най-голямото в масивните сини звезди.

Излъчената от звезди енергия е толкова голям, че да можем да ги видите на големите разстояния, към които те са отстранени от нас: десетки, стотици, хиляди светлинни години. Слънчевата енергия кара всички по-големи движения на въздуха и водата в света. Всички горивото че горят - останки от растения, веднъж да абсорбира слънчевата радиация.

Според съвременните концепции, звездна енергия лъчение води до намаляване на тяхната маса. В този смисъл трябва да се разбере, че енергията и масата - едно и също нещо. Излъчената енергия е свързана с масата загуби от прост уравнението E = m. c2, където в - скоростта на светлината. Sun губи милиони тонове всяка секунда. Въпреки това, в рамките на 5 милиарда години от съществуването си, той прекарва само половината от наличните в недрата й на ядреното гориво.

Възниква въпросът: кои звезди живеят по-дълго: тези, които имат по-високо тегло и се характеризират с висока скорост на ядрени реакции, или тези, които са с ниска маса, но отделят малко енергия? Оказва се, че вероятността за настъпване на ядрения синтез е пропорционална на масата на звездата в четвърта степен. Следователно, масивните звезди изгарят по-бързо от nonmassive. Най-тежкият изгори всички водородни атоми в няколкостотин хиляди години, а леките червени звезди може да свети ", без да бързат", десетки милиарди години. Слънцето милиарди оставени 5 повече, така че това е - една звезда в средната възраст и неговите водородни изгарянията без много усърдие.

СПРАВКА

с Theiler Р. Структура и еволюцията на звездите. М. 1973

с Каплан SA Физиката на звезди. М. 1977

с IS Шкловски Звезди. Тяхната раждането, живота и смъртта. М. 1984

с Masevich AG Tutukov AV Еволюцията на звездите: теория и наблюдение. М. 1988

с Bisnovatyi-Kogan GS Физически процеси на звездната еволюция теория. М. 1989