Lo que se toma para la luminosidad de la estrella. Luminosidad de estrellas, magnitud de estrella.

23.09.2019

La única cantidad física que puede ser una estrella deliberada de HA y que se puede medir es una sustancia del sistema operativo creada por la estrella en la superficie de la Tierra. De la óptica se sabe que la iluminación. MI, luminosidad estrella L. y la distancia a las estrellas R. Relacionado por la relación

MI. = L. / 4π. R. 2 .

La iluminación creada por la estrella más brillante Sirius en la superficie de la Tierra es más de 10 veces más alta que la iluminación creada por la estrella observada más débil, pero al mismo tiempo que menos que la luz generada por el sol.

Conocer la distancia a la estrella, medir el Osremnost creado por él, una de sus principales características físicas es la luminosidad. Resultó que la luminosidad de las estrellas se dispersa en límites muy amplios. La luminosidad de la mayoría de las estrellas es menor que la energía solar (en la más baja potencia de Millie, una vez), en las estrellas más grandes y brillantes, llamadas Banco o Supergigantes Azules, son decenas de miles de veces más.

Las estrellas más calientes tienen una temperatura de hasta 35,000 k. El máximo de radiación tiene en la región ultravioleta lejana, y nos parecen en azul. Estrellas con una temperatura de 10.000 k blanco, con una temperatura de 6000 k amarillo, con una peraperna de 3000-3500 k de color rojo.

Tabla 1.TEMPERATURA, SPECTRUM Y CO-T Algunas estrellas.

Temperatura,K.	Las líneas principales en el espectro visible (elementos químicos).	Color estrella	Representante

		Azul blanco	Vega (α lira)
			SIRIUS (α de dolor - PSA)

	Metales, OH, TIO		Arcturus (α Volo-PAS)
	Metales, OH, TIO	Rojo oscuro	R. liebre

Estrellas de color

El atento observador notará inmediatamente que las estrellas brillantes tienen diferentes colores. Entonces, Vega (α lira) azul-blanco, aldebarano (α tauro) rojizo-amarillo, SIRIUS (α PSA grande) Blanco, Antares (α de escorpión) rojo, sol y capella (α comiendo) amarillo. No vemos el color de las estrellas más débiles solo por la basicidad de nuestra visión. El color de la estrella se debe a su temperatura, que sigue directamente de la ley del vino.

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

L. \u003d 4π. R. 2 σ. T..

Por lo tanto, si conocemos la temperatura y la luz de la estrella, podemos calcular su radio. Las dimensiones angulares de los discos de las estrellas son mucho menos que el ángulo límite para los telescopios más existentes. Solo usando SA-Mis grandes telescopios y métodos de observación especiales, fue posible no solo medir directamente los diámetros de varias estrellas, sino también para obtener imágenes de sus discos.

Los valores obtenidos de las estrellas RADII se coinciden generalmente con la luminosidad calculada calculada.

Las estrellas de masas se encuentran en límites muy estrechos. Si la luminosidad de las estrellas se encuentran dentro. L. ≈ 10 -4 L. ☉ ser L. ≈ 10 4 L. ☉, radii - en pre-casos de 0.01 R. ☉ hasta 3. 10 3. R. ☉, las masas de las estrellas están en el rango de 0.02 METRO. ☉ hasta 100. METRO. ☉. El cuerpo de una masa más pequeño ya no es una estrella, y más no puede existir. Tal estrella no es estable y ya está ocurre con el sobrepeso, ya sea campaña en dos o más.

Tabla 2. Características de algunas estrellas típicas.

Nombre de la estrella	Luminatividad, en las luces del sol.	Radio, en el radio del sol.	Temperatura,K.	Densidad con respecto a la densidad del agua.
Secuencia domiciliaria
ε ocho


α centaución
70 Snakeszz

Gigantes


Aldebaran.
SuchGiangs


Enanas blancas
40 eridana			10 000 Material del sitio.
	2,7 . 10 -3

Imagina que en algún lugar del mar en la noche oscuridad parpadeando tranquilamente las luces. Si el marinero artesanal no le explica que lo es, a menudo y no lo sabes: si eres una linterna en la nariz que se somete a un barco, o un poderoso foco de un faro distante.

En la misma posición en la noche oscura, estamos y nosotros, mirando estrellas brillantes. Su brillo visible depende de ellos. poder verdadero Luces llamadas luminatividadY de su distancia a nosotros. Solo saber la distancia a la estrella le permite calcular su luminosidad en comparación con el sol. Por ejemplo, la luminosidad de la estrella, diez veces menos brillante en realidad que el sol, se expresará por el número de 0.1.

La verdadera fuerza de la estrella de la estrella se puede expresar incluso de otra manera, el cálculo, qué magnitud de la estrella nos parecería si fuera de nosotros a una distancia estándar a 32.6 año luz, entonces, hay en tal que la luz que se apresure a una velocidad de 300,000 km / s lo hubiera pasado durante este tiempo.

Aceptar una distancia estándar de este tipo fue conveniente para varios cálculos. El brillo de la estrella, como cualquier fuente de luz, varía inversamente proporcional al cuadrado de la distancia. Esta ley le permite calcular los valores estelares absolutos o la luminosidad de las estrellas, conociendo la distancia a ellos.

Cuando se conoció la distancia a las estrellas, pudimos calcular su luminosidad, es decir, fue posible construirlos en un rango y compararse entre sí en las mismas condiciones. Es necesario confesar que los resultados fueron sorprendentes, ya que previamente asumieron que todas las estrellas "se parecen a nuestro sol". La luminosidad de las estrellas resultó ser increíblemente diversa, y no se comparan con ningún pionero en nuestro rango.

Damos solo ejemplos extremos de luminosidad en el mundo de las estrellas.

El más débil de lo conocido fue la estrella, que es 50 mil veces más débil que el sol, y su valor absoluto de la luminosidad: +16.6. Sin embargo, se descubrieron aún más estrellas débiles más tarde, cuya luminosidad, en comparación con el sol, menos que en millones de veces!

Las dimensiones en el espacio son engañosas: la denbola brilla a Antares más brillantes, pero una pistola no es visible en absoluto. Sin embargo, el observador de nuestro planeta y el Dambel y Antares parecen solo puntos insignificantes en comparación con el sol. ¡Qué incorrectamente puede ser juzgado por un simple hecho: la pistola libera tanta luz como un segundo como el sol, para el año!

En la otra ventaja, las filas de las estrellas se encuentran. "S" pez dorado, visible solo en los países del hemisferio sur de la tierra como un asterisco (es decir, ni siquiera es visible sin un telescopio). De hecho, es 400 mil veces del sol, y su valor absoluto de la luminosidad: -8.9.

Absoluto El tamaño de la luminosidad de nuestro sol es +5. ¡No tanto! Desde una distancia de 32.6 años luz, habríamos sido mal visto sin binoculares.

Si el brillo de la vela ordinaria es tomar por el brillo del sol, en comparación con ella "s" los peces dorados serán un foco poderoso, y la estrella más débil es más débil que la luciérnaga más miserable.

Entonces, las estrellas son solares lejanos, pero su fuerza de luz puede ser completamente diferente a nuestra brilla. En términos figurados, para cambiar nuestro sol a otro habría estado con un pan. A partir de la luz de uno, estaríamos, con la luz de otro, caminaron, como al atardecer.

Valores estrellados

Dado que los ojos sirven como la primera herramienta al medir, necesitamos saber reglas simplesQue están sujetos a nuestro brillo de fuentes de luz. Nuestra estimación de la diferencia en el brillo es más relativa que absoluta. Comparando dos estrellas débiles, vemos que difieren significativamente entre sí, pero para dos estrellas brillantes, la misma diferencia en el brillo permanece desapercibida por 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 en brillo.

El Hypoche primero dividió las estrellas visibles para los sexto grado, respectivamente, su brillo. Más tarde, esta regla fue algo mejorada sin cambiar el propio sistema. Se distribuyeron las clases de magnitud de la estrella para que la estrella del 1er valor (promedio de 20) diera cien veces más luz que la estrella de la sexto magnitud, que está en el límite de visibilidad para la mayoría de las personas.

La diferencia en una magnitud de una estrella es igual al cuadrado del número de 2.512. La diferencia en dos valores corresponde a 6.31 (2.512 en un cuadrado), en tres magnitudes - 15.85 (2.512 en el tercer grado), en cuatro a 39.82 (2.512 en el cuarto grado), y en cinco valores, 100 (2,512 V quinto grado).

La estrella de la sexta magnitud nos da cientos de veces más pequeños que el mundo que la estrella del 1er valor, y la estrella del 11º valor de diez mil veces menos. Si toma una estrella de los valores 21, entonces su brillo será inferior a 100,000,000 veces.

Como ya comprensible, un gasto absoluto y relativo,
las cosas son completamente incomportables. Para el observador "relativo" de nuestro planeta, el denief en la constelación del cisne se ve así. Y, de hecho, toda la órbita de la tierra casi tendría suficiente para acomodar completamente la circunferencia de esta estrella.

Para clasificar correctamente las estrellas (y son todas diferentes entre sí), es necesario asegurarse cuidadosamente que la relación de brillo se mantenga a lo largo de todo el intervalo entre los valores de las estrellas vecinos. Ojo simple para hacer este trabajo es imposible, necesario herramientas especiales, tipo fotómetrosPicering usando como una estrella polar o incluso una estrella artificial "mediana".

También para la conveniencia de las mediciones es necesario debilitar la luz de las estrellas muy brillantes; Esto se puede lograr o dispositivo polarizado, o con cuña fotométrica.

Métodos puramente visuales, incluso con la ayuda de grandes telescopios, es imposible extender nuestra escala de magnitud de estrellas a estrellas débiles. Además, los métodos de medición visual deben (y mayo) se deben hacer solo directamente desde el telescopio. Por lo tanto, desde una clasificación puramente visual, en nuestro tiempo ya se negó, y utilizan el método de análisis de fotos.

¿Cómo puedo comparar el número de luces recibidas por una fotoflástica de dos estrellas de varios brillos? Para que parecieran lo mismo, es necesario debilitar la luz de una estrella más brillante a una magnitud conocida. La forma más fácil de hacer esto poniendo un diafragma frente a la lente del telescopio. La cantidad de luz que cae en el telescopio varía según el área de la lente, de modo que pueda medir con precisión el debilitamiento de la luz de cualquier estrella.

Elegimos una estrella como estándar y tomamos una foto con un agujero completo del telescopio. Luego, determinamos qué agujero necesita usar cuando esta exposición es obtener la misma imagen cuando se dispare una estrella más brillante que en el primer caso. La proporción de las áreas de agujeros reducidos y completos da la actitud del brillo de dos objetos.

Este método de medición proporciona el error de solo una magnitud de 0,1 estrellas para cualquiera de las estrellas en el rango desde el 1º hasta el tamaño de la estrella 18. Los agricultores así obtenidos se llaman photosal.

La radiación emitida desde una pequeña sección de la superficie luminosa de una sola área. Es igual a la actitud del flujo luminoso que emana de la superficie en consideración de la superficie, al área de esta parcela:

donde dφ es el flujo de luz emitido por la superficie D S.. La luminosidad se mide en lm / m². 1 lm / m² es la luminosidad de la superficie con un área de 1 m 2, que emite una corriente de luz igual a 1 lm.

La luminosidad no depende de la distancia al objeto, solo la magnitud de la estrella visible depende de ella. La luminatividad es una de las estrellas más importantes, que permite comparar. diferentes tipos Estrellas en los listas de "espectro - luminatividad", "Masa - luminosidad". La luminosidad de la estrella puede ser calculada por la fórmula:

dónde R. - Radio de la estrella, T. - La temperatura de su superficie, σ es el coeficiente Stefan-Boltzmann.

La luminosidad del colisionador.

En física experimental de partículas elementales. luminatividad Llame a un acelerador o parámetro Collider que caracteriza la intensidad de la colisión de partículas de dos haces que se aproximan, o una partículas de haz con una partícula objetivo fija. Luminabilidad L se mide en cm -2 · s -1. Al multiplicar la sección transversal de la reacción a la luminosidad, la frecuencia promedio del flujo de este proceso se obtiene en este colisionador.

Notas

Fundación Wikimedia. 2010.

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luminosidad - la relación del flujo de luz emitido por la superficie luminosa, al área de esta superficie [Diccionario Terminológico de la Construcción en 12 idiomas (VNIIIS GOSSTROIT de la URSSR)] Laminación (Mν) Cantidad físicadeterminado por la relación ... ... Directorio Técnico Traductor

LUMINOSIDAD - Luminabilidad, el brillo absoluto de la estrella la cantidad de energía emitida por su superficie por segundo. Se expresa en vatios (julios por segundo) o en unidades de brillo del sol. La luminosidad bolométrica mide el poder general de la estrella para ... ... Diccionario enciclopédico científico y técnico

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LUMINOSIDAD - Stars Power Radiation. Generalmente se expresa en unidades igual a la luminosidad del sol l? \u003d 3,86? 1026 W ...

LUMINOSIDAD - la magnitud del flujo de luz total emitido por la unidad de la superficie de la fuente de luz. Se mide en LM / M & SUP2 (en SI) ... Gran enciclopédico diccionario

LUMINOSIDAD - (Referencia) Piz. magnitud relación igual Luz (ver) F, emitida por la superficie luminosa, a la cuadrada de esta superficie: R \u003d F / S en XI se expresa (ver) en metro cuadrado (LM / M2) ... Enciclopedia Politécnica Grande

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luminosidad - y; gramo. Astron. El flujo de luz emitido por la unidad de la superficie de la fuente de luz. S. Estrellas (la proporción de poder de la estrella a la fuerza de la luz solar). C. Cielo nocturno (resplandor de átomos y moléculas de aire en altas capas atmosféricas). * * * Luminatividad i ... ... Diccionario Enciclopédico

Luminosidad - en la astronomía, la energía total emitida por la fuente por unidad de tiempo (en unidades absolutas o en las unidades de la luminosis del sol; la luminosidad del sol \u003d 3.86 · 1033 erg / s). A veces, dicen no sobre el S., pero aproximadamente C. en un cierto rango de longitud de onda. Por ejemplo, en ... ... Diccionario astronómico

Luminosidad Las estrellas, el poder de la estrella, es decir, el valor del flujo de luz radiado, encerrado en una sola esquina corporal. El término "luminosidad estrella" no corresponde al término "luminosidad" de fotometría general. S. Las estrellas pueden relacionarse con cualquier campo de Star Spectrum (Visual S. Stars, fotográficas de S. estrellas, etc.) y a la radiación total (estrellas Bolométricas de S.). Las estrellas de S. se expresan generalmente en unidades de luminosidad solar, igual a 3 · 1027 velas internacionales, o 3.8 · 1033 ERG / s. Las luminosidades de las estrellas individuales son muy diferentes entre sí: hay estrellas, cuya luminosidad bolométrica alcanza medio millón en las unidades de la luminosidad del sol (estrellas-supergicantes de la clase espectral O), así como estrellas con estrellas con estrellas. Luminosidad bolométrica, cientos de miles de veces menos solar. Se supone que hay estrellas con una luminosidad más baja. Junto con las masas, los radios y las temperaturas de la superficie, las estrellas, la luminosidad son las características más importantes de las estrellas. La relación entre estas características de las estrellas se considera en la astrofísica teórica. S. Stars L está asociada con Absolute valor estelar METRO. dependencia:

M \u003d - 2.5 lg l + 4.77.

Ver también el arte. Estrellas o t. con ella.

- Se llama la luminosidad de la estrella. Crítico, si el poder relevante de la presión de la radiación en las estrellas se equilibra con gravitats. Atracción ...
Enciclopedia física
- En el punto de la superficie. Uno de los valores de luz, la relación del flujo de luz que emana del elemento superficial, al área de este elemento ...
Enciclopedia física
- En la astronomía, la energía total emitida por la fuente por unidad de tiempo ...
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- la relación del flujo de luz emitido por la superficie luminosa al área de esta superficie. Unidad S. - Lumen por cuadrado. metro...
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- El brillo absoluto de la estrella es la cantidad de energía emitida por su superficie por segundo. Se expresa en vatios o en unidades para medir el brillo del sol ...
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- 1) En la astronomía, la cantidad total de energía emitida por el objeto espacial por unidad de tiempo. A veces hablan de luminosidad en un cierto rango de longitud de onda, como la ingeniería de radio ...
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- la proporción del flujo de luz emitido por la superficie luminosa, al área de esta superficie, el flip-like en un flujo de luz - svítivost; Intenzita Osvětlení - Lichtausstrahlung; Oberflächenleuchtdicthte - Fajlagos Fénykibocsátás ...
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- Fersman, 1934, - esquemas de asociación o posible asociar químicos. Los elementos dispuestos en filas verticales y horizontales capaces de no elemento en el punto de vista de las leyes del isomorfismo.
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- Luminosidad en el punto de la superficie, la relación del flujo de luz que emana del elemento superficial pequeño, que contiene este punto al área de este elemento. Uno de los valores de luz ...
- Potencia de luz estrella, es decir, el valor de la estrella de flujo de luz radiada concluyó en la esquina corporal de la unidad. El término "luminosidad estrella" no corresponde al término "luminosidad" de fotometría general ...
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- la magnitud del flujo de luz total emitido por la unidad de la superficie de la fuente de luz. Medido en LM / M & SUP2 ...
Gran enciclopédico diccionario
- Cm....
Y EN. Dal Proverbios de la nación rusa.
- Luminatividad. La proporción del flujo de luz emitido por la superficie de la fuente de luz al área de esta superficie ...
Diccionario Efremova
- Luz "...
ruso diccionario ortográfico
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Diagrama de "luminosidad masiva"

Del libro grande Enciclopedia soviética (MA) Autor Bse.

Luminatividad (en física)

Bse.

Luminosidad estrella

Del libro Big Soviét Encyclopedia (SV) Autor Bse.

Diagrama "Spectrum - luminosidad"

Del libro Gran enciclopedia soviética (SP) Autor Bse.

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Estrellas. Luminatividad, espectro y clasificación.

Algunas estrellas son brillantes más poderosas, otras son más débiles. El poder de la estrella se llama la luminosidad. La luminosidad es la energía total emitida por la estrella en 1 segundo. La luminosidad de la estrella caracteriza la corriente de energía emitida por la estrella en todas las direcciones, y tiene la dimensión de la potencia J / C o W. La luminosidad se determina si se conoce el valor visible y la distancia a la estrella. Si, para determinar el valor visible de la astronomía, hay métodos de herramientas bastante confiables, entonces la distancia a las estrellas no es tan simple. El valor estrellado absoluto del sol en todo el rango de radiación (valor bolométrico) m \u003d 4.72, su luminosidad L \u003d 3.86 ∙ 10 26 W. Conocer una magnitud absoluta de estrellas, puede encontrar la luminosidad: LG L / L \u003d 0.4 (M - M).

Estrella	Luminosidad
Sirio	22 L.
Canopus	4,700 L.
Arctur.	107 L.
Vega	50 L.

Las luminosidades de otras estrellas se determinan en unidades relativas, comparando la luminosidad del sol. Las estrellas conocidas emiten diez mil veces menos que el sol. Y el pescado de oro de la estrella, visible solo en los países del hemisferio sur de la tierra como un asterisco de la magnitud de la octava estrella (¡no visible a simple vista!), Millones de millones más brillantes, su magnitud de estrella absoluta m \u003d -10.6. La luminosidad estrella puede diferir mil millones de veces. Entre las estrellas de luminosidad muy alta, gigantes y supergigantes se distinguen. La mayoría de los gigantes tienen una temperatura de 3,000-4,000 k, por lo que se llaman gigantes rojos.

Aldebaran es un gigante rojo en la constelación del Tauro.

Alfa orion - Betelgeuse. Superganta, por ejemplo, Bethelgei, las fuentes de luz más poderosas. Las estrellas que tienen una pequeña luminosidad se llaman enanos.

Un pequeño punto al lado de Sirius es su compañero, White Dwarf Sirius B. Stars Spectra son sus pasaportes con una descripción de todas las características estelares. Las estrellas consisten en la misma. elementos químicosque se conocen en la tierra, pero en porcentaje de ellos están dominados por elementos de luz: hidrógeno y helio. Según el espectro de la estrella, puede aprender su luminosidad, distancia a la estrella, temperatura, tamaño, composición química de su atmósfera, velocidad de rotación alrededor del eje, las características del movimiento alrededor del centro de gravedad total. El aparato espectral instalado en el telescopio pone la luz de la estrella a lo largo de las longitudes de onda del espectro. Según el espectro, puede averiguar qué energía proviene de una estrella en varias longitudes de onda y evaluarla con mucha temperatura. El color y la gama de estrellas se asocian con su temperatura. En las estrellas frías con una temperatura de fotosphere de 3.000 k, prevalece la radiación en la región roja del espectro. Hay muchas líneas de metales y moléculas en los espectros de tales estrellas. En estrellas azules calientes con una temperatura de más de 10 000-15 000 k la mayoría de Atomos ionizados. Los átomos completamente ionizados no dan líneas espectrales, por lo que hay pocas líneas en los espectros de tales estrellas.

Según los espectros de las estrellas se dividen en clases espectrales:

Clase espectral	Color	Temperatura, K.	Características del espectro.	Estrellas típicas
W.	Azul	80 000	Radiación en líneas de helio, nitrógeno, oxígeno.	γ velas
ACERCA DE	Azul	40 000	Líneas intensas de helio ionizado, sin líneas de metales.	Mintaka
EN	Azul blanco	20 000	Líneas de helio neutro. Líneas débiles n y al calcio ionizado.	Spika
PERO	blanco	10 000	Las líneas de hidrógeno alcanzan la mayor intensidad. Suena N y a calcio ionizado, líneas de metales débiles.	SIRIUS, VEGA
F.	Amarillento	7 000	Metales ionizados. Las líneas de hidrógeno se debilitan	Promoción, Canopus
GRAMO.	Amarillo	6 000	Metales neutros, líneas intensas de calcio ionizado n y para	Sol, capella
A	naranja	4 500	Casi no hay líneas de hidrógeno. Hay caídas débiles de óxido de titanio. Numerosas líneas metálicas.	Arctur, Aldebaran.
METRO.	rojo	3 000	Rayas fuertes de óxido de titanio y otros compuestos moleculares.	Antares, Bethelgei
L.	Rojo oscuro	2 000	Tiras fuertes CRH, RUBIDIA, CEZIA	KELU-1
T.	Dwarf "Brown"	1 500	Bandas de absorción de agua intensiva, metano, hidrógeno molecular.	Gliese 229b.

Una clasificación más detallada de las estrellas se llama Harvard.

Espectros de varias estrellas. El rasgo característico del STAR Spectra es también la presencia de una gran cantidad de líneas de absorción que pertenecen a varios elementos. Un sutil análisis de estas líneas nos permitió obtener información particularmente valiosa sobre la naturaleza de las capas externas de estrellas.

La composición química de las capas externas de las estrellas, desde donde viene su radiación directamente, se caracteriza por un predominio completo de hidrógeno. En segundo lugar es helio, y el número de otros elementos es bastante pequeño. Aproximadamente cada diez mil átomos de hidrógeno representan a mil átomos de helio, aproximadamente 10 átomos de oxígeno, ligeramente menos carbono y nitrógeno y solo un átomo de hierro. Las impurezas del resto de los elementos son completamente insignificantes. Sin exagerar, se puede decir que las estrellas consisten en hidrógeno y helio con una pequeña mezcla de elementos más pesados. Un buen indicador de temperatura de las estrellas exteriores de la estrella es su color. Estrellas calientes de clases espectrales o en color azul; Las estrellas similares a nuestro sol (cuya clase espectral G2) están representadas por amarillas, las estrellas de las clases espectrales y m - rojas. En la astrofísica hay un sistema de colores cuidadosamente diseñado y bastante objetivo. Se basa en la comparación de los valores de estrellas observados obtenidos a través de varios filtros de luz estrictamente elefantes. El color cuantitativo de las estrellas se caracteriza por la diferencia en dos valores obtenidos a través de dos filtros, uno de los cuales pasa predominantemente los rayos azules ("B"), y la otra tiene una curva de sensibilidad espectral similar al ojo humano (v "). La técnica de medir el color de las estrellas es tan alta que según lo medido. valor B-V Puede determinar la clase espectral de las estrellas con una precisión de la subclase. Para las estrellas débiles, el análisis de color es la única posibilidad de su clasificación espectral.

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

Además de los listados en la tabla de clases espectrales básicas para estrellas relativamente frías, todavía hay clases N y R (bandas de absorción de moléculas de carbono C2, CN CIS y monóxido de carbono), Clase S (TICIO TITANIO Y TIRTAS DE ZIRCONIA), TAN BIEN). En cuanto a las estrellas más frías: clase L (cuerdas CRH, líneas rubidium, cesio, potasio y sodio). Para los objetos de tipo de extremo de la altura: "enanas marrones", intermedia en peso entre estrellas y planetas, se introduce recientemente una clase espectral espectral T (bandas de absorción de agua, metano y hidrógeno molecular). Clases espectrales O, B, y a menudo se refiran a las clases calientes o tempranas, clases F y G: soleadas y clases y Clases espectrales frías o tardías. Para una definición más sutil de espectros estelares, los intervalos entre las clases listados se dividen en 10 partes-subclases. Por ejemplo, F5 es un espectro, medio entre F0 y G0. Clase espectral del sol - G2.

La capacidad de medir y comparar el brillo de diferentes estrellas llevó al descubrimiento de una nueva área en astronomía - colorimetría. La colorimetría es la medición del color de las estrellas y estudiándolas.

La sensación de color es puramente subjetiva, depende de la reacción retiniana del ojo del observador. La sensibilidad de la flor del ojo de la persona se limita a aproximadamente el siguiente área: desde rayos púrpuras (4,000 a) hasta rayos rojos (7,500 a). Las estrellas emiten energía en todos los rangos de un espectro electromagnético, no solo en el área visible. Los colores de las estrellas están determinados por la proporción de intensidades de radiación en dos o varias áreas del espectro. Inicialmente, se ofreció el color de las estrellas para medir el uso de fotos. Si la estrella se fotografía en dos fotografías, una de las cuales es sensible a los rayos azules más cortos, y los rayos rojos más cortos y más largos, y luego ennegreciendo, es decir, el valor estelar visible en diferentes flaaces serán diferentes. La diferencia entre los valores de estrella fotográfica se llamó el indicador de color CI (índice de color).

Ci \u003d m (1) - m (2). Las estrellas rojas tienen indicadores de color positivo, y las estrellas azul-azul son negativas. Con el desarrollo de técnicas de medición fotométricas y la aparición de fotomultiplicadores, acordamos utilizar el sistema de colores U, B, V. El sistema U, B, V reemplazó el antiguo sistema de definición de color fotográfico y fotovaisual. El sistema de colores u mide los valores estelares en la región ultravioleta del espectro, el sistema de colores en un área fotográfica convencional, que corresponde a los rayos azules, y el sistema de colores V, en el campo del color. , que prevalece en la iluminación de nuestro planeta, es decir, color amarillo.

Sistema UBV.

El indicador de color B - V le permite comparar las intensidades de radiación en los rayos azules y amarillos, y el indicador colores U-B En el rango ultravioleta y azul del espectro. Se acordó asumir que el indicador de color B-V para la estrella de la clase AO es cero. Esto corresponde al flujo de cuanto con una longitud de onda de 5 550 A. Si la figura de color de la estrella de la secuencia principal es negativa, entonces esta es la estrella de las clases espectrales tempranas con una temperatura de la superficie de más de 10,000 k. Si el indicador de color es positivo, entonces esta es una clase espectral espectral posterior con una temperatura de la superficie de menos de 10,000 k. Así, en la colorimetría, la relación entre el indicador de color BV, la clase espectral y la temperatura de la fotosfera para las estrellas de la secuencia principal. . Las estrellas, para la excepción más rara, se observan como fuentes puntuales de radiación. Esto significa que sus tamaños angulares son muy pequeños. Incluso en los telescopios más importantes no pueden ver las estrellas en forma de discos "reales". No se puede permitir la estrella incluso en el telescopio más grande.

Métodos para determinar el tamaño de las estrellas:

según las observaciones del eclipse de la Luna, puede determinar el tamaño de la esquina y, conocer la distancia a la estrella, puede determinar sus dimensiones verdaderas y lineales;
directamente los tamaños de la estrella se pueden medir en un dispositivo especial: un interferómetro óptico;
los tamaños de la estrella se pueden calcular teóricamente, según las estimaciones de la luminancia y temperatura total de acuerdo con la ley de Stephen - Boltzmann.

La luminosidad de la estrella se asocia con el radio de la Fórmula L \u003d T4 4R2. Este método le permite encontrar un radio estrella a su temperatura y luminosidad, ya que se conocen los parámetros R, L, T. Tamaño comparativo del sol y los gigantes.

Tamaños comparativos del sol y enanas.

El tamaño de las estrellas difiere significativamente entre sí: hay enanos, gigantes y estrellas ordinarias, lo que más. Las mediciones han demostrado que las dimensiones de las enanas blancas son varios miles de kilómetros, y las dimensiones de los gigantes rojos son comparables con tamaños Sistema solar. Peso estrellado - casi la característica más importante. La masa determina todo camino de la vida estrellas. La masa se puede estimar para las estrellas incluidas en los sistemas de doble estrella, si es un gran semi-eje de la órbita A y el período de manejo T. En este caso, la masa se determina a partir de la tercera ley del keplador, que se puede registrar en El siguiente formulario: aquí M1 y M2 son los componentes masivos del sistema, constante gravitacional. La ecuación da la suma del componente de masa del sistema. Si también se conoce la proporción de velocidades orbitales, entonces sus masas se pueden determinar por separado. Desafortunadamente, solo por un número relativamente pequeño de sistemas dobles, podemos determinar la masa de cada una de las estrellas.

Todos los demás métodos de estimaciones de masas son indirectas. En esencia, hablar, la astronomía no tenía y actualmente presenta el método de determinación directa e independiente de la masa de una estrella aislada. Y esta es una grave falta de nuestra ciencia sobre el universo. Si existía este método, el progreso de nuestro conocimiento sería mucho más rápido. Para las estrellas de la secuencia principal, se encontró que cuanto mayor es la masa, mayor será la luminosidad de la estrella. Esta dependencia es no lineal: por ejemplo, con un aumento en la mitad de la mitad, la luminosidad aumenta más de 10 veces. Las estrellas más pequeñas son mucho más masivas que cualquier planeta del sistema solar. Las masas de las estrellas están en el rango de 0.1 masa del sol a varias decenas de la masa del sol. Por lo tanto, las masas de las estrellas difieren en unos pocos cientos de veces.

Las comparaciones de masas y luminosidades para la mayoría de las estrellas han revelado la siguiente dependencia: la luminosidad es aproximadamente proporcional al cuarto grado.

La densidad del gas en el centro del sol es cien veces la densidad del agua. La estrella, que pesa dos veces más que el sol, irradia aproximadamente 16 veces más poderosas. Bajo la influencia altas temperaturas (Millones de Kelvinov) Los átomos de núcleos se ionizan por completo, y las distancias entre ellas se reducen. La densidad del gas en el centro del sol es cien veces la densidad del agua. La temperatura estelar también aumenta a medida que el centro se acerca al centro. Las estrellas de las clases espectrales tempranas O, B, y también se caracterizan por altas velocidades de rotación.

Velocidades de rotación ecuatorial: Spectrum V, KM / S O5 400 A0 320 A5 250 F0 180

Las velocidades observadas más grandes fueron encontradas por estrellas con líneas de emisión en el espectro y, por supuesto, estrellas de neutrones. Nuestro sol gira con una velocidad ecuatorial de 2 km / s. Las estrellas difieren mucho en tamaño, luminosidad, temperatura.

Debido a la enorme superficie, los gigantes emiten inconmensurablemente más energía que las estrellas normales como el sol, a pesar del hecho de que la temperatura de su superficie es significativamente más baja. El radio de la Red Sukhganta Bethelgeuse (Crowing. Orion) es muchas veces mayor que el radio del sol. Por el contrario, el tamaño de una estrella roja normal, como regla general, no excede una décima parte de los tamaños del sol. En contraste con los gigantes se llaman enanos. Por ejemplo, dos estrellas que tienen la misma clase espectral M2, Bethelgeuse y Laland 21185, difieren en la luminosidad de 600,000 veces. La luminosidad de Bethelgeuse es 3,000 veces más que la luminosidad del sol, y Laland 21185 es 200 veces menos. Los gigantes y los enanitos de las estrellas están en diferentes etapas de su evolución, y el gigante, alcanzando las "ancianas", puede convertirse en enanas blancas. Junto con los gigantes rojos y los supergigantes, hay superdgigantes blancos y azules: Regul (α león), rigel (β orion).

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