Lo que se considera la luminosidad de una estrella. Luminosidad de las estrellas, magnitud.

23.09.2019

La única cantidad física que puede caracterizar una estrella y que se puede medir es la iluminación creada por la estrella en superficie de la Tierra. Por óptica se sabe que la iluminación. MI, luminosidad de las estrellas l y distancia a la estrella R relacionado por la relación

mi = l/ 4π R 2 .

La iluminación creada por la estrella más brillante Sirio en la superficie de la Tierra es más de 10 veces mayor que la iluminación creada por la estrella observable más débil, pero aproximadamente la misma cantidad de veces menor que la iluminación creada por el Sol.

Conociendo la distancia a la estrella y midiendo la iluminación que crea, se puede determinar una de sus principales características físicas: la luminosidad. Resultó que las luminosidades de las estrellas se encuentran dispersas en un rango muy amplio. La luminosidad de la mayoría de las estrellas es menor que la del Sol (para las menos potentes es un millón de veces mayor), mientras que para las estrellas más grandes y brillantes, llamadas supergigantes blancas o azules, es decenas de miles de veces mayor.

Las estrellas más calientes tienen temperaturas de hasta 35.000 K. Su radiación máxima se encuentra en la región ultravioleta lejana y nos parecen azules. Las estrellas con una temperatura de 10.000 K son blancas, las que tienen una temperatura de 6.000 K son amarillas y las que tienen una temperatura de 3.000-3.500 K son rojas.

Tabla 1.Temperatura, espectro y color de algunas estrellas.

Temperatura,k	Líneas principales del espectro visible (elementos químicos)	color estrella	Representante

		Blanco azulado	Vega (α Lyrae)
			Sirio (α Canis Major)

	Metales, OH, TiO		Arcturus (α Vol-pasa)
	Metales, OH, TiO	Rojo oscuro	R liebre

color estrella

Un observador atento notará inmediatamente que las estrellas brillantes tienen diferente color. Así, Vega (α Lyra) es de color blanco azulado, Aldebarán (α Tauro) es de color amarillo rojizo, Sirio (α Can Mayor) blanco, Antares (α Escorpio) rojo, Sol y Capella (α Auriga) amarillo. No vemos color en las estrellas más débiles sólo por las peculiaridades de nuestra visión. El color de una estrella está determinado por su temperatura, que se deriva directamente de la ley de Wien.

La energía emitida por unidad de superficie de una estrella está determinada por la ley de Stefan-Boltzmann. Toda la superficie de la estrella es 4π R 2 (R- radio de la estrella). Por tanto, la luminosidad de una estrella está determinada por la expresión

l= 4π R 2σ t.

Así, si conocemos la temperatura y la luminosidad de una estrella, entonces podemos calcular su radio. Las dimensiones angulares de los discos estelares son mucho más pequeñas que el ángulo límite de la mayoría de los telescopios existentes. Sólo con la ayuda de los telescopios más grandes y métodos de observación especiales fue posible no sólo medir directamente los diámetros de varias estrellas, sino también obtener imágenes de sus discos.

Los valores obtenidos de los radios de las estrellas generalmente coinciden con los calculados utilizando la fórmula de luminosidad dada.

Las masas de las estrellas se encuentran dentro de límites muy estrechos. Si las luminosidades de las estrellas se encuentran en el rango de l ≈ 10 -4 l☉ a l ≈ 10 4 l☉ , radios - dentro del rango de 0,01 R☉ hasta 3 . 10 3 R☉ , entonces las masas de las estrellas se encuentran en el rango de 0,02 METRO☉ hasta 100 METRO☉. Un cuerpo con una masa menor ya no es una estrella y uno más grande no puede existir. Una estrella así es inestable y, tras su formación, perderá el exceso de masa o se desintegrará en dos o más.

Tabla 2. Características de algunas estrellas típicas

Nombre de la estrella	Luminosidad, en luminosidades solares	Radio, en radios solares	Temperatura,k	Densidad en relación con la densidad del agua.
Secuencia principal
ε Auriga


α Centauri
70 Ofiuco

Gigantes


Aldebarán
supergigantes


enanas blancas
40 Eridani			10 000Material del sitio
	2,7 . 10 -3

Imagínese que en algún lugar del mar, en la oscuridad de la noche, una luz parpadea silenciosamente. A menos que un marinero experimentado le explique qué es, a menudo no lo sabrá: es una linterna en la proa de un barco que pasa o un potente reflector de un faro lejano.

Estamos en la misma posición en una noche oscura, mirando las estrellas titilantes. Su brillo visible también depende de su fuerza verdadera luz llamada luminosidad, y de su distancia con nosotros. Sólo el conocimiento de la distancia a la estrella permite calcular su luminosidad en comparación con el Sol. Por ejemplo, la luminosidad de una estrella que en realidad es diez veces menos brillante que el Sol se expresará como 0,1.

Otra forma de expresar la verdadera intensidad luminosa de una estrella es calcular qué magnitud nos parecería si estuviera a una distancia estándar de 32,6 de nosotros. años luz, es decir, tal que la luz que viaja a una velocidad de 300.000 km/seg lo atravesaría durante este tiempo.

La adopción de una distancia estándar de este tipo ha resultado conveniente para diversos cálculos. El brillo de una estrella, como cualquier fuente de luz, varía inversamente con el cuadrado de la distancia a ella. Esta ley nos permite calcular las magnitudes absolutas o luminosidades de las estrellas, conociendo la distancia a ellas.

Cuando se conocieron las distancias a las estrellas, pudimos calcular sus luminosidades, es decir, pudimos alinearlas y compararlas entre sí en las mismas condiciones. Hay que admitir que los resultados fueron sorprendentes, ya que anteriormente se suponía que todas las estrellas eran “similares a nuestro Sol”. Las luminosidades de las estrellas resultaron ser sorprendentemente variadas y en nuestra línea no se pueden comparar con ninguna línea de pioneros.

Sólo daremos ejemplos extremos de luminosidad en el mundo de las estrellas.

La más débil conocida desde hace mucho tiempo fue una estrella 50 mil veces más débil que el Sol, y su valor de luminosidad absoluta: +16,6. Sin embargo, más tarde se descubrieron estrellas aún más débiles, cuya luminosidad, en comparación con el Sol, ¡es millones de veces menor!

Las dimensiones en el espacio son engañosas: Deneb desde la Tierra brilla más que Antares, pero la Pistola no es visible en absoluto. Sin embargo, para un observador de nuestro planeta, tanto Deneb como Antares parecen puntos simplemente insignificantes en comparación con el Sol. Lo equivocado que es esto se puede juzgar por un simple hecho: ¡un arma emite tanta luz por segundo como el Sol en un año!

Al otro lado de la línea de estrellas se encuentra "S" de Pez Dorado, visible sólo en los países del hemisferio sur de la Tierra como un asterisco (es decir, ¡ni siquiera visible sin telescopio!). De hecho, es 400 mil veces más brillante que el Sol y su valor de luminosidad absoluta es -8,9.

Absoluto El valor de luminosidad de nuestro Sol es +5. ¡No tanto! Desde una distancia de 32,6 años luz, sería difícil verlo sin binoculares.

Si tomamos el brillo de una vela ordinaria como el brillo del Sol, entonces, en comparación con él, la "S" de Dorado será un foco poderoso, y la estrella más débil es más débil que la luciérnaga más lamentable.

Entonces, las estrellas son soles distantes, pero su intensidad de luz puede ser completamente diferente a la de nuestra estrella. En sentido figurado, cambiar nuestro Sol por otro habría que hacerlo con precaución. A la luz de uno nos quedaríamos ciegos, a la luz del otro vagaríamos como en el crepúsculo.

Magnitudes

Dado que los ojos son el primer instrumento para medir, debemos saber reglas simples, que rigen nuestras estimaciones del brillo de las fuentes de luz. Nuestra evaluación de las diferencias de brillo es relativa más que absoluta. Al comparar dos estrellas débiles, vemos que son notablemente diferentes entre sí, pero para dos estrellas brillantes la misma diferencia de brillo pasa desapercibida para nosotros, ya que es insignificante en comparación con la cantidad total de luz emitida. En otras palabras, nuestros ojos evalúan relativo, pero no absoluto diferencia de brillo.

Hiparco fue el primero en dividir las estrellas visibles a simple vista en seis clases, según su brillo. Posteriormente, esta regla fue algo mejorada sin cambiar el sistema en sí. Las clases de magnitud se distribuyeron de modo que una estrella de primera magnitud (la media de 20) produciría cien veces más luz que una estrella de sexta magnitud, que se encuentra en el límite de visibilidad para la mayoría de las personas.

Una diferencia de una magnitud es igual al cuadrado de 2,512. Una diferencia de dos magnitudes corresponde a 6,31 (2,512 al cuadrado), una diferencia de tres magnitudes corresponde a 15,85 (2,512 a la tercera potencia), una diferencia de cuatro magnitudes corresponde a 39,82 (2,512 a la cuarta potencia), y una diferencia de cinco magnitudes corresponde a 100 (2,512 al cuadrado). quinto grado).

Una estrella de sexta magnitud nos da cien veces menos luz que una estrella de primera magnitud, y una estrella de undécima magnitud es diez mil veces menos. Si tomamos una estrella de magnitud 21, su brillo será inferior a 100.000.000 de veces.

Como ya está claro, el valor de conducción absoluto y relativo,
Las cosas son completamente incomparables. Para un observador “relativo” de nuestro planeta, Deneb en la constelación del Cisne se parece a esto. Pero, en realidad, toda la órbita de la Tierra apenas sería suficiente para contener por completo la circunferencia de esta estrella.

Para clasificar correctamente las estrellas (y todas son diferentes entre sí), es necesario asegurarse cuidadosamente de que a lo largo de todo el intervalo entre magnitudes estelares vecinas se mantenga una relación de brillo de 2,512. Es imposible realizar ese trabajo a simple vista; herramientas especiales, tipo fotómetros Pickering, utilizando como estándar la Estrella Polar o incluso una estrella artificial “normal”.

Además, para facilitar las mediciones, es necesario debilitar la luz de estrellas muy brillantes; Esto se puede lograr con un dispositivo polarizador o con la ayuda de cuña fotométrica.

Los métodos puramente visuales, incluso con la ayuda de grandes telescopios, no pueden extender nuestra escala de magnitud a las estrellas débiles. Además, los métodos de medición visual sólo deben (y pueden) realizarse directamente en el telescopio. Por lo tanto, en nuestro tiempo ya se ha abandonado la clasificación puramente visual y se utiliza el método de fotoanálisis.

¿Cómo se puede comparar la cantidad de luz que recibe una placa fotográfica procedente de dos estrellas de distinto brillo? Para que parezcan iguales, es necesario atenuar la luz de la estrella más brillante en una cantidad conocida. La forma más sencilla de hacerlo es colocando la apertura delante de la lente del telescopio. La cantidad de luz que entra en el telescopio varía según el área de la lente, de modo que se puede medir con precisión la atenuación de la luz de cualquier estrella.

Elijamos alguna estrella como estándar y fotografíémosla con la apertura total del telescopio. Luego determinaremos qué apertura se debe utilizar en una exposición determinada para obtener la misma imagen al fotografiar una estrella más brillante que en el primer caso. La relación entre las áreas de los agujeros reducidos y completos da la relación del brillo de los dos objetos.

Este método de medición da un error de sólo 0,1 magnitud para cualquier estrella en el rango de magnitud 1 a 18. Las magnitudes obtenidas de esta manera se llaman fotovisual.

Radiación emitida desde un área pequeña de una superficie luminosa de una unidad de área. Es igual a la relación entre el flujo luminoso que emana de la pequeña superficie considerada y el área de esta área:

donde dΦ es el flujo luminoso emitido por una superficie de área d S. La luminosidad se mide en lm/m². 1 lm/m² es la luminosidad de una superficie de 1 m2 que emite un flujo luminoso igual a 1 lm.

La luminosidad no depende de la distancia al objeto, sólo depende de ella la magnitud aparente. La luminosidad es una de las características estelares más importantes, permitiendo la comparación entre Varios tipos estrellas en los diagramas “espectro - luminosidad”, “masa - luminosidad”. La luminosidad de una estrella se puede calcular mediante la fórmula:

Dónde R- radio de la estrella, t es la temperatura de su superficie, σ es el coeficiente de Stefan-Boltzmann.

Luminosidad del colisionador

En física experimental de partículas luminosidad Se llama parámetro del acelerador o colisionador, que caracteriza la intensidad de la colisión de partículas de dos haces en colisión, o partículas de un haz con partículas de un objetivo fijo. La luminosidad L se mide en cm−2 s−1. Cuando la sección transversal de la reacción se multiplica por la luminosidad, se obtiene la frecuencia promedio de este proceso en un colisionador determinado.

Notas

Fundación Wikimedia. 2010.

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Vea qué es “Luminosidad” en otros diccionarios:

LUMINOSIDAD- en un punto de la superficie. una de las cantidades de luz, la relación entre el flujo luminoso que emana de un elemento de superficie y el área de este elemento. Unidad C. (SI) lumen por metro cuadrado (lm/m2). Un valor similar en el sistema energético. las cantidades se llaman... ... Enciclopedia física

luminosidad- La relación entre el flujo luminoso emitido por una superficie luminosa y el área de esta superficie [Diccionario terminológico de la construcción en 12 idiomas (VNIIIS Gosstroy URSS)] luminosidad (Mν) Cantidad física, determinado por la relación... ... Guía del traductor técnico

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LUMINOSIDAD- LUMINOSIDAD, 1) en astronomía, la cantidad total de energía emitida por un objeto espacial por unidad de tiempo. A veces hablamos de luminosidad en un determinado rango de longitudes de onda, por ejemplo la radioluminosidad. Generalmente se mide en erg/s, W o unidades... ... enciclopedia moderna

LUMINOSIDAD- poder de radiación de las estrellas. Generalmente se expresa en unidades iguales a la luminosidad solar L? = 3,86?1026W...

LUMINOSIDAD- el valor del flujo luminoso total emitido por una unidad de superficie de la fuente de luz. Medido en lm/m² (en SI) ... Gran diccionario enciclopédico

LUMINOSIDAD- (luminosidad) física. tamaño, igual a la proporción luz (cm.) Ф emitida por una superficie luminosa al área S de esta superficie: R = Ф/S En SI expresada en (cm.) por metro cuadrado(lm/m2) ... Gran Enciclopedia Politécnica

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Luminosidad- en astronomía, la energía total emitida por una fuente por unidad de tiempo (en unidades absolutas o en unidades de luminosidad solar; luminosidad solar = 3,86·1033 erg/s). A veces no hablan de S. completo, sino de S. en un determinado rango de longitudes de onda. Por ejemplo, en... ... Diccionario astronómico

Luminosidad estrellas, la intensidad luminosa de una estrella, es decir, la magnitud del flujo luminoso emitido por una estrella, contenido en una unidad de ángulo sólido. El término "luminosidad de las estrellas" no corresponde al término "luminosidad" de la fotometría general. La radiación solar de una estrella puede referirse tanto a cualquier región del espectro de la estrella (radiación solar visual de una estrella, radiación solar fotográfica de una estrella, etc.) como a su radiación total (radiación solar bolométrica de una estrella). La luminosidad de una estrella suele expresarse en unidades de luminosidad solar, equivalentes a 3,1027 velas internacionales, o 3,8,1033 erg/seg. Las luminosidades de las estrellas individuales difieren mucho entre sí: hay estrellas cuya luminosidad bolométrica alcanza el medio millón de unidades de luminosidad solar (estrellas supergigantes de clase espectral O), así como estrellas con una luminosidad bolométrica cientos de miles de veces menor que la Sol. Se cree que existen estrellas con una luminosidad aún menor. Junto con las masas, los radios y las temperaturas superficiales de las estrellas, la luminosidad es la característica más importante de las estrellas. La conexión entre estas características estelares se considera en astrofísica teórica. La posición L de la estrella está relacionada con el absoluto. magnitud METRO adiccion:

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

Véase también el art. Estrellas o T. con ella.

- Se llama la luminosidad de la estrella. crítico si la fuerza de presión de radiación correspondiente sobre la materia de la estrella equilibra la fuerza gravitacional. atracción...
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- Fersman, 1934, - esquemas de sustancias químicas asociadas o posibles de asociación. elementos dispuestos en filas verticales y horizontales, capaces, desde el punto de vista de las leyes del isomorfismo, de sustituir un determinado elemento...
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- la intensidad luminosa de una estrella, es decir, la magnitud del flujo luminoso emitido por una estrella, contenido en una unidad de ángulo sólido. El término "luminosidad de una estrella" no corresponde al término "luminosidad" de la fotometría general...
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- estrellas - poder de radiación...
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Gran diccionario enciclopédico
- Cm....
Y EN. Dahl. Proverbios del pueblo ruso.
- luminosidad La relación entre el flujo luminoso emitido por la superficie de una fuente de luz y el área de esta superficie...
Diccionario Efrémova
- luz"...
ruso diccionario ortográfico
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"Nos harán avanzar de estrella en estrella..."

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"Nos harán avanzar de estrella en estrella..." No sé cómo es ahora, pero en aquel entonces los compositores eran personas ricas, imperfectas y susceptibles. Sabían que los verdaderos poetas, como Pasternak, Akhmatova o Zabolotsky, eran tratados sin ningún respeto, considerando que sus textos no

"Nos harán avanzar de estrella en estrella..."

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LUMINOSIDAD

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Diagrama "masa-luminosidad"

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Luminosidad (en física)

TSB

Luminosidad de las estrellas

Del libro Gran Enciclopedia Soviética (SV) del autor TSB

Diagrama "Espectro - luminosidad"

Del libro Gran Enciclopedia Soviética (SP) del autor TSB

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Del libro Fuego desde dentro. autor Castañeda Carlos

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Capítulo 7. Luminosidad

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Estrellas. Luminosidad, espectro y clasificación.

Algunas estrellas brillan con más fuerza, otras más débiles. El poder de la radiación de una estrella se llama luminosidad. La luminosidad es la energía total emitida por una estrella en 1 segundo. La luminosidad de una estrella caracteriza el flujo de energía emitida por la estrella en todas direcciones y tiene la dimensión de potencia J/s o W. La luminosidad se determina si se conocen la magnitud aparente y la distancia a la estrella. Si bien la astronomía dispone de métodos instrumentales bastante fiables para determinar la magnitud aparente, la distancia a las estrellas no es tan fácil de determinar. La magnitud absoluta del Sol en todo el rango de radiación (magnitud bolométrica) es M = 4,72, su luminosidad es L = 3,86∙10 26 W. Conociendo la magnitud absoluta, puedes encontrar la luminosidad: log L/L = 0,4 (M – M).

Estrella	Luminosidad
Sirio	22 litros
canopo	4 700 litros
Arcturus	107 litros
vega	50 litros

La luminosidad de otras estrellas se determina en unidades relativas, en comparación con la luminosidad del Sol. Se conocen estrellas que emiten decenas de miles de veces menos radiación que el Sol. Y la estrella S Dorado, visible sólo en los países del hemisferio sur de la Tierra como estrella de octava magnitud (¡no visible a simple vista!), es un millón de veces más brillante que el Sol, su magnitud absoluta es M = –10,6 . Las estrellas pueden diferir en luminosidad mil millones de veces. Entre las estrellas es muy alta luminosidad distinguido por gigantes y supergigantes. La mayoría de los gigantes tienen temperaturas de 3000 a 4000 K, por lo que se les llama gigantes rojos.

Aldebarán es una gigante roja en la constelación de Tauro.

Alfa Orionis - Betelgeuse. Las supergigantes, como Betelgeuse, son las fuentes de luz más poderosas. Las estrellas con poca luminosidad se llaman enanas.

Un pequeño punto al lado de Sirio es su satélite, la enana blanca Sirio B. Los espectros de las estrellas son sus pasaportes con una descripción de todas las características estelares. Las estrellas están hechas de lo mismo. elementos químicos, que se conocen en la Tierra, pero en términos porcentuales están dominados por elementos ligeros: hidrógeno y helio. Del espectro de una estrella se puede conocer su luminosidad, distancia a la estrella, temperatura, tamaño, composición química su atmósfera, velocidad de rotación alrededor de su eje, características de movimiento alrededor del centro de gravedad común. Un aparato espectral montado en un telescopio separa la luz de las estrellas por longitud de onda en una franja espectral. A partir del espectro se puede descubrir qué energía proviene de la estrella en diferentes longitudes de onda y estimar su temperatura con mucha precisión. El color y espectro de las estrellas está relacionado con su temperatura. En las estrellas frías con una temperatura de la fotosfera de 3.000 K predomina la radiación en la región roja del espectro. Los espectros de estas estrellas contienen muchas líneas de metales y moléculas. En estrellas azules calientes con temperaturas superiores a 10.000-15.000 K La mayoría de Los átomos están ionizados. Los átomos completamente ionizados no producen líneas espectrales, por lo que hay pocas líneas en los espectros de tales estrellas.

Según su espectro, las estrellas se dividen en clases espectrales:

clase espectral	Color	Temperatura, k	Características del espectro	Estrellas tipicas
W.	Azul	80 000	Radiación en las líneas de helio, nitrógeno, oxígeno.	γParusov
ACERCA DE	Azul	40 000	Líneas intensas de helio ionizado, sin líneas de metales.	Mintaka
EN	Blanco azulado	20 000	Líneas de helio neutro. Líneas débiles H y K de calcio ionizado.	espica
A	Blanco	10 000	Las líneas de hidrógeno alcanzan su mayor intensidad. Líneas visibles H y K de calcio ionizado, líneas débiles de metales	Sirio, Vega
F	Amarillento	7 000	Metales ionizados. Las líneas de hidrógeno se debilitan	Proción, Canopus
GRAMO	Amarillo	6 000	Metales neutros, líneas intensas de calcio ionizado H y K.	Sol, Capella
A	Naranja	4 500	Casi no hay líneas de hidrógeno. Hay bandas débiles de óxido de titanio. Numerosas líneas de metales.	Arcturus, Aldebarán
METRO	Rojo	3 000	Fuertes bandas de óxido de titanio y otros compuestos moleculares.	Antares, Betelgeuse
l	Rojo oscuro	2 000	Fuertes bandas de CrH, rubidio, cesio.	Kelu-1
t	Enana "marrón"	1 500	Bandas de absorción intensa de agua, metano, hidrógeno molecular.	Gliese 229B

Una clasificación más detallada de estrellas se llama Harvard.

Espectros de varias estrellas. Un rasgo característico de los espectros estelares es también la presencia de una gran cantidad de líneas de absorción que pertenecen a varios elementos. Un análisis detallado de estas líneas proporcionó información particularmente valiosa sobre la naturaleza de las capas exteriores de las estrellas.

La composición química de las capas exteriores de las estrellas, de donde nos llega directamente su radiación, se caracteriza por un predominio total del hidrógeno. El helio ocupa el segundo lugar y el número de otros elementos es bastante pequeño. Por cada diez mil átomos de hidrógeno, aproximadamente, hay mil átomos de helio, unos diez átomos de oxígeno, un poco menos de carbono y nitrógeno y sólo un átomo de hierro. Las impurezas de otros elementos son completamente insignificantes. Sin exagerar, podemos decir que las estrellas se componen de hidrógeno y helio con una pequeña mezcla de elementos más pesados. Un buen indicador de la temperatura de las capas exteriores de una estrella es su color. Las estrellas calientes de tipos espectrales O y B son azules; Las estrellas similares a nuestro Sol (cuya clase espectral es G2) aparecen en amarillo, mientras que las estrellas de clases espectrales K y M aparecen en rojo. En astrofísica existe un sistema de color cuidadosamente desarrollado y completamente objetivo. Se basa en una comparación de las magnitudes observadas obtenidas a través de varios filtros de luz estrictamente estandarizados. Cuantitativamente, el color de las estrellas se caracteriza por la diferencia entre dos valores obtenidos a través de dos filtros, uno de los cuales transmite predominantemente rayos azules (“B”), y el otro tiene una curva de sensibilidad espectral similar a la del ojo humano ( “V”). La tecnología para medir el color de las estrellas es tan avanzada que según lo medido valor B-V es posible determinar la clase espectral de una estrella con una precisión de subclase. Para las estrellas débiles, el análisis del color es la única forma de clasificarlas espectralmente.

La clasificación espectral de Harvard se basa en la presencia o ausencia, así como en la intensidad relativa, de determinadas líneas espectrales.

Además de las principales clases espectrales enumeradas en la tabla para estrellas relativamente frías, también existen las clases N y R (bandas de absorción de moléculas de carbono C2, cianuro CN y monóxido de carbono CO), clase S (bandas de óxidos de titanio TiO y circonio ZrO ), así como para las estrellas más frías – clase L (banda CrH, líneas de rubidio, cesio, potasio y sodio). Para los objetos de tipo subestelar, las "enanas marrones", de masa intermedia entre estrellas y planetas, se ha introducido recientemente una clase espectral especial T (bandas de absorción de agua, metano e hidrógeno molecular). Las clases espectrales O, B, A a menudo se denominan calientes o tempranas, las clases F y G son solares y las clases K y M son clases espectrales frías o tardías. Para una definición más precisa de los espectros estelares, los intervalos entre las clases enumeradas se dividen en 10 subclases. Por ejemplo, F5 es un espectro intermedio entre F0 y G0. La clase espectral del Sol es G2.

La capacidad de medir y comparar el brillo de diferentes estrellas llevó al descubrimiento de un nuevo campo en astronomía: la colorimetría. La colorimetría es la medición y estudio del color de las estrellas.

La percepción del color es puramente subjetiva, depende de la reacción de la retina del observador. La sensibilidad cromática del ojo humano se limita aproximadamente a la siguiente zona: desde los rayos violetas (4.000 A) hasta los rayos rojos (7.500 A). Las estrellas emiten energía en todos los rangos del espectro electromagnético, no sólo en la región visible. Los colores de las estrellas están determinados por la relación de intensidades de radiación en dos o más regiones del espectro. Al principio se propuso medir el color de las estrellas mediante fotografías. Si se fotografía una estrella en dos placas fotográficas, una de las cuales es sensible a los rayos azules más cortos y la segunda a los rayos rojos más largos, entonces el ennegrecimiento, es decir, la magnitud visible, será diferente en diferentes placas fotográficas. La diferencia entre magnitudes fotográficas se denominó índice de color (CI).

CI = m(1) – m(2). Las estrellas rojas tienen índices de color positivos, mientras que las estrellas azul-blancas tienen índices de color negativos. Con el desarrollo de la tecnología de medición fotométrica y la llegada de los fotomultiplicadores, se acordó utilizar el sistema de color U, B, V. El sistema U, B, V reemplazó al anterior sistema fotográfico y fotovisual de determinación del color. El sistema de color U mide magnitudes estelares en la región ultravioleta del espectro, el sistema de color B - en la región fotográfica ordinaria, que corresponde a los rayos azules, y el sistema de color V - en la región del color que predomina en la iluminación de nuestro planeta, es decir color amarillo.

Sistema UBV.

Índice colores B-V le permite comparar las intensidades de radiación en rayos azules y amarillos, y el indicador colores UB en el rango ultravioleta y azul del espectro. Acordamos suponer que el índice de color B-V para una estrella de clase AO es cero. Esto corresponde a un flujo de cuantos con una longitud de onda de 5.550 A. Si el índice de color de una estrella de secuencia principal es negativo, entonces se trata de una estrella de tipos espectrales tempranos con una temperatura superficial superior a 10.000 K. Si el índice de color es positivo , entonces se trata de una estrella de clases espectrales tardías con una temperatura superficial inferior a 10.000 K. Así, en colorimetría se establece una conexión entre el índice de color B-V, el tipo espectral y la temperatura de la fotosfera en las estrellas de la secuencia principal. Las estrellas, con raras excepciones, se observan como fuentes puntuales de radiación. Esto significa que sus dimensiones angulares son muy pequeñas. Ni siquiera los telescopios más grandes pueden ver las estrellas como discos "reales". La estrella no puede detectarse ni siquiera con el telescopio más grande.

Métodos para determinar el tamaño de las estrellas:

a partir de las observaciones de un eclipse de la Luna de una estrella, se puede determinar el tamaño angular y, conociendo la distancia a la estrella, se pueden determinar sus verdaderas dimensiones lineales;
el tamaño de una estrella se puede medir directamente utilizando un dispositivo especial: un interferómetro óptico;
El tamaño de una estrella se puede calcular teóricamente basándose en estimaciones de la luminosidad y temperatura totales según la ley de Stefan-Boltzmann.

La luminosidad de una estrella está relacionada con el radio de la estrella mediante la fórmula L = T4 4R2. Este método permite encontrar el radio de una estrella a partir de su temperatura y luminosidad, ya que se conocen los parámetros R, L, T. Tamaños comparativos del Sol y los gigantes.

Tamaños comparativos del Sol y los enanos.

Los tamaños de las estrellas varían significativamente: hay enanas, gigantes y estrellas ordinarias, que son la mayoría. Las mediciones han demostrado que el tamaño de las enanas blancas es de varios miles de kilómetros y el tamaño de las gigantes rojas es comparable al tamaño sistema solar. La masa de una estrella es quizás su característica más importante. La masa lo determina todo. camino de la vida estrellas. La masa se puede estimar para estrellas incluidas en sistemas estelares binarios si se conocen el semieje mayor de la órbita a y el período orbital T. En este caso, las masas se determinan a partir de la tercera ley de Kepler, que se puede escribir de la siguiente manera forma: aquí M1 y M2 son las masas de los componentes del sistema, G – constante gravitacional. La ecuación da la suma de las masas de los componentes del sistema. Si además se conoce la relación de las velocidades orbitales, entonces sus masas se pueden determinar por separado. Desafortunadamente, sólo en un número relativamente pequeño de sistemas binarios se puede determinar de esta manera la masa de cada estrella.

Todos los demás métodos para estimar la masa son indirectos. En esencia, la astronomía no tenía ni tiene actualmente un método para determinar directa e independientemente la masa de una estrella aislada. Y éste es un grave defecto de nuestra ciencia del Universo. Si existiera tal método, el progreso de nuestro conocimiento sería mucho más rápido. Para las estrellas de secuencia principal, se ha establecido que cuanto mayor es la masa, mayor es la luminosidad de la estrella. Esta dependencia no es lineal: por ejemplo, al duplicar la masa, la luminosidad aumenta más de 10 veces. Las estrellas más pequeñas son significativamente más masivas que cualquier planeta del sistema solar. Las masas de las estrellas varían desde 0,1 masas solares hasta varias decenas de masas solares. Por tanto, las masas de las estrellas difieren sólo en unos pocos cientos de veces.

Las comparaciones de masas y luminosidades de la mayoría de las estrellas revelan la siguiente relación: la luminosidad es aproximadamente proporcional a la cuarta potencia de la masa.

La densidad del gas en el centro del Sol es cien veces mayor que la del agua. Una estrella que pesa el doble que el Sol irradia unas 16 veces más poderosamente. Bajo la influencia de altas temperaturas (millones de Kelvin), los átomos del núcleo se ionizan completamente y las distancias entre ellos se reducen. La densidad del gas en el centro del Sol es cien veces mayor que la del agua. La temperatura de la estrella también aumenta a medida que se acerca al centro. Las estrellas de los primeros tipos espectrales O, B, A también se caracterizan por altas velocidades de rotación.

Velocidades de rotación ecuatorial de las estrellas: espectro v, km/s O5 400 A0 320 A5 250 F0 180

Las velocidades más altas observadas se encuentran en estrellas con líneas de emisión en su espectro y, por supuesto, en estrellas de neutrones. Nuestro Sol gira a una velocidad ecuatorial de 2 km/s. Las estrellas varían mucho en tamaño, luminosidad y temperatura.

Debido a su enorme superficie, los gigantes emiten muchísimo más energía que las estrellas normales como el Sol, a pesar de que sus temperaturas superficiales son mucho más bajas. El radio de la supergigante roja Betelgeuse (orión) es muchas veces mayor que el radio del Sol. Por el contrario, el tamaño de una estrella roja normal no suele ser más de una décima parte del tamaño del Sol. A diferencia de los gigantes, se les llama enanos. Por ejemplo, dos estrellas con el mismo tipo espectral M2, Betelgeuse y Lalande 21185, difieren en luminosidad en un factor de 600.000. Betelgeuse es 3.000 veces más luminosa que el Sol, mientras que Lalande 21185 es 200 veces menos. Las estrellas se convierten en gigantes y enanas en diferentes etapas de su evolución, y un gigante, habiendo alcanzado la "vejez", puede convertirse en una enana blanca. Junto con las gigantes rojas y las supergigantes, hay supergigantes blancas y azules: Regulus (α Leo), Rigel (β Orion).

Fuente de información: "Open Astronomy 2.5", LLC "PHYSICON"