Звезды. Излучение звезды в видимом диапазоне

О горизонтах видимости Вселенной

“Современная“ физика не может объяснить фотометрический парадокс Шезо-Ольберса. ”Почему ночью темно, если повсюду в бесконечном пространстве Вселенной имеются излучающие звёзды и вся поверхность неба должна быть ослепительно яркой”? Никакого парадокса нет, а есть несколько причин связанных с этим.
Первая причина – это тёмное вещество, которое затеняет собой светящиеся объекты. Тёмное вещество может представлять собой: водородные облака, потухшие звёзды вместе со своими планетами и кометами, звёзды после очередного эволюционного взрыва с выброшенным в пространство веществом, которое наблюдается в виде непрозрачных туманностей, нейтронные звёзды, потухшие галактики и “чёрные дыры”. Тёмного вещества во Вселенной больше, чем светящегося, но в той пропорции, которая существует в природе (точных данных нет), а не в той, о которой не очень обоснованно пишут.
Вторая причина связана с мощностью излучения звёзд в видимом диапазоне. Например, светящаяся звезда находится по сравнению с другими на более близком расстоянии, а увидеть её можно только в мощный телескоп. Это объясняется тем, что яркость светящихся объектов (звёзд и галактик) убывает с квадратом расстояния. Яркость связана с плотностью потоков фотонов. С расстоянием объём в телесном угле, в котором распространяются потоки фотонов, увеличивается и, соответственно, плотности потоков уменьшаются. А на каком-то расстоянии потоки фотонов от неярких звёзд вовсе исчезают, и тогда объект не увидеть ни в какой телескоп.
Третья причина – это чувствительность человеческого глаза, которая имеет определённое численное значение порога.
Четвёртая причина может повлиять даже тогда, когда расстояния очень большие, а мощности излучения достаточно, чтобы потоки фотонов достигли наблюдателя. Но всё происходит в видимом диапазоне. А он не велик и занимает всего участок от 750 ТГц (380нм) до 385 ТГц (760нм). На этом участке все характеристики фотонов (частота, масса и энергия) уменьшаются в два раза.
Вне этого участка наше зрение не видит. Сколько времени будет лететь фотон, и какое расстояние он преодолеет, чтобы все его характеристики изменились в два раза? Время полёта будет 13 млрд. лет, а расстояние 13 млрд. св. лет. Принято смещение линий спектра частот обозначать через показатель красного смещения Z = (v0 – v1)/v1. Если частота уменьшилась в два раза v0 = 2v1, то Z = 1. Получается, если фотоны излучились с частотой 750 ТГц (380нм — фиолетовый цвет), то через 13 млрд. лет полёта они станут с частотой 385 ТГц (760нм — красный цвет).
С более дальнего расстояния фотоны уже будут невидимы.
Это и есть горизонт видимости Вселенной в видимом диапазоне.
ПРИМЕЧАНИЕ. Все привыкли к длине волны у света. Но такой характеристики у фотонов (света) нет. Характеристика длина волны для фотонов (света) специально введена, чтобы запутывать физику и одурачивать людей. Термин длина волны имеет физический смысл только для акустических процессов. Даже приборов не существует для её измерения. Есть только прибор частотомер, который измеряет только частоту, как в акустике, так и у фотонов (света). В акустике применима формула C = (частота)*(длина волны), по которой только и можно рассчитать длину волны. Для фотонов эта акустическая формула не имеет физического смысла. Поэтому, так как измерению поддаётся только частота, то единицы измерения везде должны соответствовать применяемым инструментам, в том числе и в акустике, то есть всегда быть в Гц.
Далее. Таким образом, тёмное вещество, которое затеняет, разная светимость звёзд, различные расстояния до звёзд, горизонт видимости в видимом диапазоне, а также пороговая чувствительность человеческого глаза, делают ночное небо для нас таким, каким мы его наблюдаем.
Как далеко мы можем заглянуть в космическое пространство и что там можем увидеть? Какова наблюдаемая часть Вселенной? Возможная дальность наблюдения зависит от применяемого астрономами оборудования, условий его эксплуатации, а также от частотного диапазона и мощности исследуемого излучения. С увеличением расстояния наблюдаться будут объекты с более мощным излучением. Поэтому среди очень далёких объектов наблюдаемыми останутся лишь явления с мощными излучениями.
Невооружённым глазом человек видит звёзды до шестой звёздной величины включительно. В безлунную зимнюю ночь можно увидеть около 6000 звёзд.
Визуально наблюдать объекты Вселенной можно линзовыми и зеркальными телескопами. Дальности наблюдений в данном случае ограничиваются двумя факторами:
— смещение спектральных линий от космологического красного смещения в инфракрасную невидимую часть спектра;
— уменьшение яркости до величин, невозможных для регистрации и наблюдений.
За пределами нашей галактики отдельные звёзды не наблюдаются, только галактики в виде туманностей. Например, галактика Туманность Андромеды. В других галактиках в оптическом диапазоне можно наблюдать только вспышки отдельных звёзд (так называемые вспышки новых и сверхновых звёзд). На самом деле это эволюционные взрывы звёзд. Мощность вспышки зависит от массы и спектрального класса звезды. Чем моложе звезда и больше её масса, тем интенсивнее будет излучение при вспышке. Без взрыва яркости для наблюдения не хватает и звезда невидима.
В нашей галактике, например, взрывы новых и сверхновых происходят, как считают, каждые 20 – 100 лет. Выглядит это приблизительно так. Для новых и сверхновых звёзд характерно быстрое увеличение блеска (на 6 — 13 звёздных величин), яркое состояние держится несколько суток, после чего начинается спад, длящийся обычно несколько недель. Считают, что мощность излучения новых и сверхновых 10^30 – 10^35Вт и более. В дальнейшем вокруг звезды наблюдается газовая оболочка. Массы оболочек оцениваются 10^25 – 10^26кг. Всё это свидетельствует о том, что произошёл взрыв. Астрономы называют выброшенное звездой вещество планетарной туманностью. Из этой планетарной туманности в дальнейшем обязательно образуется планетное тело с твёрдой поверхностью и правильными формами эллипсоида вращения.
Таким образом, в оптическом диапазоне мы можем наблюдать звёзды и галактики на расстояниях до 13 млрд.св. лет. Более удалённые объекты с очень мощным излучением могут наблюдаться, но только в других частотных диапазонах. Такие излучения существуют. Начнём с рентгеновского диапазона. Мощные вспышки происходят при превращении нейтронной звезды в “чёрную дыру”. Этот процесс можно регистрировать только в жёстком рентгеновском диапазоне. Мощность будет зависеть от массы нейтронной звезды. Такое событие очень опасно для жизни на нашей планете, если оно произойдёт относительно близко от нас. Вспышки мощного рентгеновского излучения также происходят при поглощении “чёрной дырой” окружающего вещества. Особенно оно будет более стабильным и мощным, если это центральная “чёрная дыра” галактики.
Примером очень большой дальности регистрации объекта в рентгеновском диапазоне может служить объект SDSS 1044-0125, для которого космологическое красное смещение линий спектра Z = 5,8. Это расстояние 13*5,8 = 75,4 млрд. св. лет.
Конечно, заглянуть в просторы Вселенной можно и дальше. Но для этого нужны ещё более мощные излучения. Такие излучения имеются в радиодиапазоне. Самой большой мощностью излучения обладают квазары. Излучение происходит в радиодиапазоне. Мощность излучения более 10*40Вт и зависит от возраста и массы квазара (будущей светящейся галактики). Длительность таких процессов пока не изучена. Вероятно, мощность радиоизлучения от разлетающегося вещества из “чёрной дыры” будет существовать в течение многих миллионов лет. Частота рождения квазаров зависит от радиуса сферы доступной для наблюдений. Это, конечно, самые редкие события во Вселенной. Самым ярким объектом пока считают квазар S50014+81 (SS0014+81), его яркость в 100000 раз больше яркости обычной галактики. Самым дальним квазаром пока считают квазар с космологическим красным смещением
Z = 6,2. Это расстояние 13*6,2 = 80,6 млрд. св. лет.
Таким образом, существует несколько горизонтов.
Один в оптическом диапазоне — визуальное наблюдение, другой в рентгеновском диапазоне, невидимый, но регистрируемый. И, наконец, в радиодиапазоне, также невидимый, но регистрируемый.

Читать еще:  К чему снится задушить человека. Душить: к чему снится сон

Используемые источники:
1. Николаев С.А. “Эволюционный круговорот материи во Вселенной”. 5-ое издание,
СПб, 2009 г., 304 с.

Излучение звезды в видимом диапазоне

В качестве третьей проблемы указывается низкий уровень излучения звезды в видимом диапазоне. На рис. 8.7 представлены спектры Солнца и карлика класса М6 с таким же химическим составом. Для удобства сравнения высота максимумов в этих спектрах принята одинаковой. Резкое падение спектра М-карлика в области длин волн короче 0,7 мкм лишило бы земные организмы большей части излучения, используемого ими для фотосинтеза (разд. 2.5.2).

Разумеется, даже отсутствие условий для фотосинтеза на планетах M-карлика не является принципиальным препятствием для развития жизни, поскольку на Земле, например, существуют микроорганизмы, жизнь которых не связана с фотосинтезом (разд. 2.5.2). Более того, некоторые земные бактерий используют для фотосинтеза излучение с длиной волны более 0,7 мкм. Так что слабость видимого излучения М-карликов нельзя считать непреодолимой проблемой.

Переменность излучения М-карликов

Эта последняя проблема также не выглядит фатальной. Все звезды вспыхивают, включая Солнце. Вспышка – это резкое усилением эмиссии электромагнитного излучения и заряженных частиц из компактной области фотосферы, часто связанной со звёздными пятнами [Имеются в виду тёмные пятна на поверхности звезды, аналогичные солнечным пятнам. Для них характерна высокая плотность энергии магнитного поля. – Прим. ред.]. Вспышка может продолжаться несколько минут, хотя обычно она укладывается в несколько десятков секунд; но даже длительная вспышка имеет короткий мощный пик, который начинается с медленного нарастания и заканчивается медленным спадом. При вспышках особенно усиливается рентгеновское и ультрафиолетовое (УФ) излучение, представляющее наибольшую опасность для живых организмов. Рентгеновское излучение несёт меньшую угрозу, поскольку оно не проходит сквозь атмосферу планеты, но УФ излучение создаёт реальную опасностью, тем более, что его интенсивность в момент вспышки возрастает примерно в 100 раз. К счастью, УФ излучение М-карликов в невозмущенном состоянии такое слабое (рис. 8.7), что даже при стократном усилении его уровень у поверхности планеты (имеющей атмосферу типа земной) всего в несколько раз превысит поток у поверхности Земли, приходящий от спокойного Солнца.

Хотя мощность вспышек невелика, молодые М-карлики вспыхивают гораздо чаще, чем Солнце, иногда по несколько раз в день. К счастью, частота вспышек уменьшается с возрастом звезды: она существенно уменьшается примерно через 1 млрд. лет. Так что частые вспышки звезды могут лишь задержать выход жизни на поверхность планеты. А на жизнь в коре планеты или в глубинах её океанов они вообще не могут повлиять.

Еще один тип переменности обусловлен изменением светимости звезды при появлении на её поверхности тёмных пятен. У звёзд спектрального класса М размер пятен может быть значительно больше, чем у Солнца; поэтому светимость таких звезд может уменьшаться на десятки процентов, и продолжаться это может до нескольких месяцев. Однако расчёты показывают, что на планетах с атмосферой понижение температуры не будет катастрофическим даже для обитателей поверхности.

Таким образом, нет веских причин исключать вездесущие M-карлики из списка звёзд, способных иметь планеты пригодные для жизни, проявления которой мы могли бы обнаружить издалека.

Галактическая зона жизни

Зона жизни есть не только у звезды, но и у Галактики. На рис. 8.8 схематически показана наша Галактика при наблюдении с ребра; выделены её основные компоненты: тонкий диск, толстый диск, центральное утолщение (балдж) и гало (разд. 1.3.2). Заметим, что толстый диск включает в себя тонкий диск, но отличается от него типом звёздного населения. Количество звёзд, заключенных в тонком диске, толстом диске, балдже и гало соотносится примерно как 100:20:10:1, так что в тонком диске содержится около 3/4 всех звёзд Галактики.

Галактическую зону жизни можно определить, оценив вероятность существования пригодных для жизни планет в каждом из компонентов Галактики.

Как отмечалось в разделе 8.2.2, основным фактором, определяющим возможность возникновения жизни, выступает металличность того вещества, из которой формируется звезда и её планетная система: для рождения пригодных к обитанию планет металличность звезды должна быть, по-видимому, не менее половины солнечной. История звёздообразования в тонком диске наиболее длительная; металличность его межзвездной среды начала возрастать ещё на заре истории Галактики и продолжает возрастать до сих пор. Поэтому именно

тонкий диск наиболее перспективен для поиска обитаемых миров. Правда, в его внешних областях содержится меньше тяжёлых элементов, поэтому и подходящих планет там должно быть меньше. Толстый диск населяют существенно более старые и менее металличные звёзды, так что найти там обитаемые планеты маловероятно. Ещё более старые звёзды населяют галактическое гало, а значит, пригодные для жизни планеты должны встречаться там ещё реже. Около 1% звёзд гало сосредоточены в шаровых звездных скоплениях (рис. 1.14), которые присутствуют и в балдже Галактики, где эпоха бурного звёздообразования уже закончилась, но всё же формирование звёзд понемногу продолжается. В этой области, по-видимому, также могут существовать обитаемые планеты, хотя тяжелые элементы представлены там в иной пропорции, чем в тонком диске, и сложно сказать, к чему это может привести.

Помимо металличности существуют ещё два фактора, влияющих на обитаемость планет, – это резкое усиление проникающего излучения и гравитационные возмущения орбит. В главе 7 говорилось, что многие планеты могли быть стерилизованы мощными потоками радиации, например, при вспышках сверхновых звезд; а некоторые планетные системы могли быть разрушены гравитационным влиянием близких звёзд. Вспышки сверхновых происходят по всему диску, но относительно реже в его внешних малоплотных областях. Во внутренних же областях диска и в центральном балдже они представляют серьёзную угрозу для жизни. Такова же ситуация и в шаровых скоплениях, где давно уже эволюция массивных звёзд закончилась взрывами сверхновых, заполнявших звездное скопление смертоносным излучением.

Гравитационные возмущения планетных орбит также особенно сильны в

балдже и шаровых скоплениях, поскольку звёзды там расположены гораздо теснее.

Таким образом, наибольшее число звёзд с обитаемыми планетами следует ожидать в тонком диске, особенно в его средней кольцевой области, заключённой между плотной центральной частью и разреженной периферией. Именно в этом кольце и располагается наше Солнце! Поскольку тонкий диск содержит примерно три четверти звёзд Галактики, мы должны исключить из рассмотрения более четверти всех звёзд. К тому же, из оставшегося числа звёзд некоторые, по указанным выше причинам, не имеют планет, наличие жизни на которых можно было бы зарегистрировать издалека.

Читать еще:  Законы израиля для туристов. Что нельзя в израиле (памятка туристу)

Итак, если не отбрасывать М-карлики (за исключением 5–10% наиболее молодых), то можно сказать, что приблизительно половина звезд Галактики имеет планеты, жизнь на которых можно обнаружить издалека. Подчеркнём, что эта оценка является очень грубой и представляет собой верхний предел, который в следующих разделах книги будет понижаться по мере рассмотрения дополнительных ограничений, связанных как с формированием планет, так и с возможностью их выживания.

Выводы

* Внешние характеристики звёзд и их эволюцию наглядно описывает диаграмма Герцшпрунга – Рассела, демонстрирующая светимость звезды и её эффективную температуру или другие связанные с ними параметры, например, вместо эффективной температуры – спектральный класс (O, B, A, F,G, K и M).

* Эволюция звезды в основном определяется её массой, с которой она вступает на главную последовательность. Звезды с массой примерно до 8 М¤ в ходе эволюции становятся гигантами и сбрасывают с себя оболочки в виде планетарных туманностей, а их остатки превращаются в белые карлики. Более массивные звезды превращаются в сверхгиганты, а затем взрываются как сверхновые, а их остатки превращаются в нейтронные звезды или черные дыры.

* Длительность эволюции звезды на главной последовательности резко уменьшается с ростом её начальной массы, поэтому у разных звёзд сильно различается продолжительность жизни – от момента рождения звезды до выброса планетарной туманности или взрыва сверхновой.

* Степень распространенности звезд различных спектральных классов уменьшается от М к О, так что наиболее часто встречаются М-карлики.

* Планеты земного типа представляются наиболее удобными для развития жизни на поверхности. Чтобы проявления жизни по её воздействию на атмосферу и поверхность планеты стали заметными с большого расстояния, планета должна провести в зоне жизни не менее 2 млрд. лет.

* Обладать планетами, проявления жизни на которых можно зарегистрировать с большого расстояния, скорее всего, могут звёзды главной последовательности спектральных классов F, G, K и M (т.е. с массами менее примерно 2М¤), имеющие высокую металличность. Время их жизни на главной последовательности должно превышать 2 млрд. лет, и они должны быть старше 2 млрд. лет. Из их числа мы должны исключить тесные двойные звёзды, а также системы, стерилизуемые вспышками сверхновых, и системы, испытывающие сильное гравитационное влияние соседей. Но нет веских причин исключать из рассмотрения М-карлики.

* Большинство звёзд, обладающих обитаемыми планетами, по-видимому, должны концентрироваться в тонком диске Галактики, вдали от её внутреннего и внешнего краёв.

* В качестве грубой верхней оценки можно считать, что половина звезд Галактики имеет планеты, жизнь на которых путём наблюдений можно обнаружить с большого расстояния. В число этих звёзд включены М-карлики, кроме 5–10% наиболее молодых. Приведенная оценка очень груба; она будет снижена в следующих разделах книги, по мере рассмотрения дополнительных ограничений, связанных как с формированием планет, так и с возможностью их выживания.

Вопросы

Ответы даны в конце книги.

Вопрос 8.1.

Укажите, обосновав свой выбор, какие из перечисленных ниже звёзд следует исключить из списка, способных иметь планеты, жизнь на которых можно обнаружить издалека (напомним, что цифрой V обозначены звезды главной последовательности).

(1) Звезда спектрального класса A3V.

(2) Двойная система, содержащая звезду с массой Солнца и М-карлик, разделенные расстоянием в 3 а.е.

(3) Звезда с массой Солнца, принадлежащая шаровому скоплению.

(4) Звезда спектрального класса G2V с возрастом 1 млрд. лет.

(5) Звезда спектрального класса M0V с возрастом 5 млрд. лет, расположенная в толстом диске Галактики примерно в середине его радиуса.

Вопрос 8.2.

Некоторые из звезд, имеющих планеты-гиганты, обладают металличностью менее 1%. Объясните, почему это не противоречит утверждению о том, что у таких звёзд маловероятно наличие планет с жизнью на поверхности (разд. 8.2.2).

Подписи к рисункам

Рис.8.1.

Диаграмма Герцшпрунга – Рассела показывает, где группируются звезды наиболее распространенных типов. Наклонные прямые линии соответствуют постоянным значениям радиуса звезд (в единицах радиуса Солнца), а приведенные на главной последовательности цифры указывают массы звезд (в единицах массы Солнца).

Рис. 8.2.

Спектры излучения абсолютно чёрного тела при температурах 8000, 6000 и 4000 К.

Рис. 8.3.

Эволюционные треки на диаграмме Герцшпрунга – Рассела для звезд главной последовательности, масса которых (в массах Солнца) указана на рисунке. Треки заканчиваются в тех точках, где у звезды начинаются катастрофические изменения.

Рис.8.4.

Линией показана начальная функция масс для звезд диска Галактики (масштаб по оси ординат произволен). Точками указано число звезд в окрестности Солнца

в единичном интервале масс.

Рис. 8.5.

Границы зон жизни вокруг звезд-карликов: спектрального класса М0 массой 0,5 М¤ и класса G2 массой 1,0 М¤ (металличность солнечная).

Рис. 8.6.

Гравитационная (приливная) деформация планеты. Ось растяжения отклоняется от направления на звезду из-за быстрого вращения планеты (до того момента, пока суточное вращение не начнет происходить синхронно с орбитальным).

Рис. 8.7. Спектры Солнца и карлика спектрального класса М6 с таким же химическим составом. Чтобы уровнять спектральные максимумы, масштабы по вертикали выбраны разными.

Рис. 8.8. Схема строения Галактики (вид с ребра). Выделены основные структурные элементы, границы которых в действительности не такие резкие, как на рисунке.

Надписи на рисунках

Рис.8.1.

1 – Эффективная температура, К

2 – Светимость (в единицах светимости Солнца)

5 – Главная последовательность

6 – Белые карлики

Рис. 8.2.

1 – Длина волны, мкм

2 – Мощность излучения, 10 6 Вт м -2 мкм -1

Рис. 8.3.

1 – Эффективная температура, К

2 – Светимость (в единицах светимости Солнца)

3 – Начальная главная последовательность

4 – Конечная главная последовательность

Рис.8.4.

2 – Относительное количество звезд в интервале масс 1 M¤

Рис. 8.5.

1 – Возраст звезды (млрд. лет)

2 – Расстояние от звезды (а.е.)

3 – 1,0 массы Солнца

4 – 0,5 массы Солнца

Рис. 8.6.

Рис. 8.7.

1 – Длина волны, мкм

2 – Мощность излучения (относительные единицы)

Рис. 8.8.

1 – 100 000 световых лет

3 – Толстый диск (толщина около 4000 св. лет)

5 – Тонкий диск (толщина около 1200 св. лет)

Знакомьтесь: звезды. Часть II — Яркие и тусклые

Посмотрите на небо ночью. Скорее всего вы увидите десяток-полтора очень ярких звезд (зависит от сезона и вашего местоположения на Земле), несколько десятков звезд потусклее и много-много совсем тусклых.

Яркость звезд — это их древнейшая характеристика, замеченная человеком. Еще в древности люди придумали меру для яркости звезд — «звездную величину». Хотя она и называется «величиной», речь, конечно, идет не о размере звезд, а только об их воспринимаемой глазом яркости. Некоторым ярким звездам присвоили первую звездную величину. Звездам, которые выглядели на определенную величину тусклее — вторую. Звездам, которые выглядели на эту же величину тусклее предыдущих — третью. И так далее.

Обратите внимание, что чем ярче звезда, тем меньше звездная величина. Звезды первой величины — далеко не самые яркие на небе. Понадобилось ввести нулевую звездную величину и даже отрицательные. Возможны и дробные звездные величины. Самые тусклые звезды, которые видит человеческий глаз — звезды шестой величины. В бинокль можно увидеть до седьмой, в любительский телескоп — до десятой-двенадцатой, а современный орбитальный телескоп «Хаббл» добивает до тридцатой.

Читать еще:  К чему снится укус змеи. К чему снится змея кусает

Вот звездные величины наших знакомых звезд: Сириус (-1,5), Альфа Центавра (-0,3), Бетельгейзе 0,3 (в среднем, потому что переменная). Всем известные звезды Большой Медведицы — звезды второй звездной величины. Звездная величина Венеры может доходить до (-4,5) — ну очень яркая точка, если повезет увидеть, Юпитера — до (-2,9).

Так и измеряли яркость звезд много веков, на глазок, сравнивая звезды с эталонными. Но потом появились беспристрастные приборы, и обнаружился интересный факт. Что такое видимая яркость звезды? Ее можно определить как количество света (фотонов) от этой звезды, которое попадает к нам в глаз одновременно. Так вот, оказалось, что шкала звездных величин — логарифмическая (как и все шкалы, основанные на восприятии органов чувств). То есть разница в яркости на одну звездную величину — это разница в количестве фотонов в два с половиной раза. Сравните, например, с музыкальным звукорядом, там то же самое: разница в высоте на октаву — это разница в частоте в два раза.

Измерение видимой яркости звезд в звездных величинах по-прежнему используется при визуальных наблюдениях, значения звездных величин заносят во все астрономические справочники. Оно удобно, например, для быстрой оценки и сравнения яркости звезд.

Мощность излучения

Та яркость звезд, которую мы видим глазами, зависит не только от параметров самой звезды, но и от расстояния до звезды. Например, небольшой, но близкий Сириус для нас выглядит ярче, чем далекий сверхгигант Бетельгейзе.

Для изучения звезд, конечно, нужно сравнивать яркости, не зависящие от расстояния. (Вычислить их можно, зная видимую яркость звезды, расстояние до нее и оценку поглощения света в данном направлении.)

Сначала в качестве такой меры использовали абсолютную звездную величину — теоретическую звездную величину, которая будет у звезды, если поместить ее на стандартное расстояние в 10 парсек (32 световых года). Но все-таки для астрофизических расчетов это величина неудобная, основанная на субъективном восприятии. Куда удобнее оказалось измерять не теоретическую видимую яркость, а вполне реальную мощность излучения звезды. Эту величину назвали светимостью и измеряют в светимостях Солнца, светимость Солнца принимают за единицу.

Для справки: светимость Солнца — 3,846*10 в двадцать шестой степени ватт.

Диапазон светимостей известных звезд огромен: от тысячных (и даже миллионных) долей солнечной до пяти-шести миллионов.

Светимости известных нам звезд: Бетельгейзе — 65 000 солнечных, Сириус — 25 солнечных, Альфа Центавра А — 1,5 солнечных, Альфа Центавра B — 0,5 солнечных, Проксимы Центавра — 0.00006 солнечных.

Но поскольку к разговору о яркости мы перешли к разговору о мощности излучения, следует учесть, что одно совсем не связано с другим однозначно. Дело в том, что видимая яркость измеряется только в видимом диапазоне, а звезды излучают далеко не только в нем одном. Мы знаем, что наше Солнце не только светит (видимым светом), но и греет (инфракрасное излучение) и вызывает загар (ультрафиолетовое излучение), а более жесткое излучение задерживается атмосферой. У Солнца максимум излучения приходится точно на середину видимого диапазона — что неудивительно: наши глаза в процессе эволюции настраивались именно на солнечное излучение; по этой же причине Солнце в безвоздушном пространстве выглядит абсолютно белым. Но у более холодных звезд максимум излучения сдвинут в красную, а то и в инфракрасную область. Имеются очень холодные звезды, например R Золотой Рыбы, большая часть излучения которых находится в инфракрасной области. У более горячих звезд, наоборот, максимум излучения сдвинут в голубую, фиолетовую или даже ультрафиолетовую область. Оценка мощности излучения таких звезд по видимому излучению будет еще более ошибочна.

Поэтому используют понятие «болометрическая светимость» звезды, т.е. включающая излучение во всех диапазонах. Болометрическая светимость, как понятно из вышесказанного, может заметно отличаться от обычной (в видимом диапазоне). Например, обычная светимость Бетельгейзе — 65 000 солнечных, а болометрическая — 100 000!

Что определяет мощность излучения звезды?

Мощность излучения звезды (а значит, и яркость) зависит от двух основных параметров: от температуры (чем горячее, тем больше энергии излучается с единицы площади) и от площади поверхности (чем она больше, тем больше энергии может излучить звезда при той же температуре).

Из этого следует, что самыми яркими звездами во Вселенной должны быть голубые гипергиганты. Это действительно так, такие звезды называют «яркими голубыми переменными». Их, к счастью, немного и они все очень далеко от нас (что крайне нелишне для белковой жизни), но к ним относятся знаменитые «Звезда Пистолет», Эта Киля и прочие чемпионки Вселенной по яркости.

Следует иметь в виду, что хотя яркие голубые переменные — действительно самые яркие известные звезды (светимости в 5-6 миллионов солнечных), они не самые большие. Красные гипергиганты гораздо больше голубых, но они менее яркие из-за температуры.

Отвлечемся от экзотических гипергигантов и посмотрим на звезды главной последовательности. В принципе, процессы, идущие во всех звездах главной последовательности, сходны (различно распределение зон излучения и зон конвекции в объеме звезды, но пока весь термоядерный синтез идет в ядре, это не играет особой роли). Поэтому единственным параметром, определяющим температуру звезды главной последовательности, является масса. Вот так просто: чем тяжелее, тем горячее. Размеры звезд главной последовательности тоже определяются массой (по той же причине схожести строения и идущих процессов). Вот и получается, что чем тяжелее, тем больше и горячее, то есть самые горячие звезды главной последовательности — они же и самые большие. Помните картинку с видимыми цветами звезд? Она очень хорошо иллюстрирует этот принцип.

А это значит, что самые горячие звезды главной последовательности одновременно и самые мощные (яркие), и чем меньше их температура, тем меньше светимость. Поэтому главная последовательность на диаграмме Герцшпрунга-Рассела и имеет форму диагональной полосы из верхнего левого угла (самые горячие звезды — самые яркие) до правого нижнего (самые маленькие — самые тусклые).

Прожекторов меньше, чем светлячков

Есть еще одно правило, связанное с яркостью звезд. Оно было выведено статистически, а потом получило объяснение в теории эволюции звезд. Чем ярче звезды, тем меньше их количество.

То есть тусклых звезд гораздо больше, чем ярких. Ослепительных звезд спектрального класса O совсем немного; звезд спектрального класса B заметно побольше; звезд спектрального класса A еще больше, и так далее. Причем с каждым спектральным классом количество звезд увеличивается экспоненциально. Так что самым многочисленным звездным населением Вселенной являются красные карлики — самые маленькие и тусклые звезды.

А из этого следует, что наше Солнце — далеко не «рядовая» звезда по мощности, а очень даже приличная. Таких звезд, как Солнце, известно сравнительно мало, а более мощных — и того меньше.

Источники:

http://www.proza.ru/2016/03/11/570

http://infopedia.su/4x39e4.html

http://irene-dragon.livejournal.com/259971.html

Ссылка на основную публикацию
Статьи на тему:

Adblock
detector
×
×
×
×