Исследуя безмолвное звездное небо, мы, даже далекие от астрономии люди, с удивлением обнаруживаем, что звезды сияют с разной интенсивностью. Некоторые из них, словно яркие бриллианты, блестят перед нами даже на засвеченном городском небе, пленяя своей прелестью. В то время как самые тусклые звезды, словно скрытые хранители тайн, едва заметны при идеальных условиях наблюдения.
Однако для характеристики блеска звезд и других небесных светил, будь то загадочные планеты, мелькающие метеоры, сверкающее Солнце или загадочная Луна, ученые разработали особую шкалу – шкалу звездных величин. Этим понятием астрономы пользуются уже более двух тысячелетий для описания яркости этих небесных тел.
Звезды и их место во Вселенной
Звезда – это массивный газовый объект, существующий в состоянии равновесия за счет баланса между гравитационными силами и внутренним давлением. В результате происходящих в её недрах реакций термоядерного синтеза звезда излучает свет, делая ее заметной на небесной сфере.
Процесс формирования звезды начинается с гравитационного сжатия водорода и гелия, что приводит к образованию газового шара. Постепенно этот шар сжимается до тех пор, пока давление и температура в его центре не достигнут уровней, необходимых для начала термоядерных реакций. Этот процесс характерен для большинства звезд, и как результат, они испускают энергию в виде света и тепла, преобразуя водород в гелий.
Звезды играют ключевую роль в эволюции Вселенной, так как в их недрах происходят ядерные реакции, которые приводят к образованию различных химических элементов. Важным этапом в этом процессе является образование элементов, таких как кислород, углерод, азот и других, которые существенны для возникновения жизни.
Абсолютно чёрное тело
Прежде чем перейти к рассмотрению основных значений и параметров звезд, рассмотрим термин абсолютно чёрного тела.
Абсолютно чёрное тело (АЧТ) – это космический объект, обладающий свойствами поглощения и излучения электромагнитного излучения. Независимо от своей температуры, оно полностью поглощает всё электромагнитное излучение, падающее на его поверхность. При этом АЧТ, несмотря на свое название, само может излучать электромагнитное излучение любой частоты и, соответственно, обладать визуальным цветом.
Спектр излучения АЧТ, т.е. его интенсивность в зависимости от частоты, определяется только его температурой и подчиняется сложной формуле Планка. Эта зависимость также определяет, что при увеличении температуры максимум излучения смещается в коротковолновую область.
Интересный факт заключается в том, что длина волны, на которой поток излучения АЧТ достигает своего максимума, зависит от температуры по закону смещения Вина, выраженного формулой 𝜆𝑚𝑎𝑥 = 𝑏/𝑇, где 𝑏 = 0.0029 м · К.
Интересно отметить, что Солнце, наш звездный компаньон в Солнечной системе, обладает свойствами, близкими к абсолютно чёрному телу. Солнце является могущественным источником света, испускающим несравнимо более сильное излучение, чем далекие звезды, и освещающим нашу планету. Его максимальная энергия излучения соответствует длине волны около 500 нм, что связано с температурой наружных слоев Солнца, примерно равной 5800 K.
Фундаментальные параметры звезд
Фундаментальные параметры звезд представляют собой ключевые характеристики, определяющие их свойства и влияние на окружающий космос. Три основных параметра – масса (𝑀*), радиус (𝑅*) и светимость (𝐿*) – служат основой для исследования и классификации звезд.
Светимость звезды – это мера количества энергии, излучаемой ею за единицу времени. Она аналогична физическому понятию мощности и имеет ту же размерность. Величины светимости, массы и радиуса Солнца составляют, соответственно, приблизительно: 𝑀⊙ ≈ 2 · 10^33 г, 𝑅⊙ ≈ 700 000 км, 𝐿⊙ ≈ 3.86 · 10^33 эрг/с.
Для описания звезд также используется эффективная температура 𝑇𝑒𝑓 𝑓, которая вычисляется на основе светимости и радиуса. Она определяется уравнением 𝐿* = 4𝜋𝑅^2 *𝜎𝑇^4_𝑒𝑓 𝑓, где 𝜎 = 5.67 ·10^(-5) эрг/(см^2·с·К^4) – постоянная Стефана-Больцмана.
Интересно, что физическая величина – поток излучения 𝐹* от звезды, определяемая как количество энергии, излучаемой звездой с единицы её поверхности за единицу времени, помогает объяснить формулу для эффективной температуры, связанную с законом Стефана-Больцмана.
Яркость звезды на определенном расстоянии (освещенность) характеризует её светимость, деленную на площадь сферы с радиусом, равным расстоянию до наблюдателя. Важно отметить, что с точки зрения физики, видимая яркость звезд определяется именно освещенностью, а не светимостью. Освещенность обратно пропорциональна квадрату расстояния до звезды, что объясняет, почему световой поток от нее ослабевает при увеличении расстояния.
Видимая звёздная величина (блеск)
Видимая звёздная величина, представляющая собой меру яркости звезд на небесной сфере, была введена астрономом Гиппархом во II веке до н.э. Он разделил невооруженным глазом видимые звезды на шесть классов – звездных величин, от первой (самые яркие) до шестой (самые слабые). Чем больше звездная величина, тем менее яркая звезда.
Для связи звездных величин с освещенностью двух звёзд используется соотношение Погсона. Если обозначить звездные величины как 𝑚1 и 𝑚2, а освещённости как 𝐸1 и 𝐸2, то формула 𝑚1 − 𝑚2 = −2.5 𝑙𝑔(𝐸1/𝐸2) позволяет определить отношение освещенностей в зависимости от разницы звездных величин. Например, при разнице величин 1м (магнитуда) освещённости звёзд отличаются примерно в 2.512 раза.
Интересный факт состоит в том, что звезды используют звездную Вегу (𝛼 Лиры) как точку отсчёта для звездных величин. Вега считается стандартом фотометрии, и её блеск принимается за 0м, относительно которого определяют блеск других звёзд.
В настоящее время используются и дробные значения звездных величин, а более яркие звезды, чем Вега, имеют отрицательные значения величин. Например, Сириус (𝛼 Большого Пса) имеет блеск −1.46м, а видимая звёздная величина Солнца равна −26.74м.
Абсолютная звёздная величина
Абсолютная звёздная величина – это важный показатель, позволяющий получить информацию о действительной светимости звезды, независимо от её удалённости от наблюдателя. Видимая звездная величина может быть вводящей в заблуждение, так как она не учитывает расстояние до звезды.
Яркая звезда с малой видимой величиной может на самом деле быть слабым карликом, в то время как слабая звездочка с высокой видимой величиной может оказаться сверхгигантом с огромной светимостью.
Для устранения этой проблемы в астрономии введена шкала абсолютных звездных величин. Абсолютная звездная величина (обозначается как 𝑀) – это величина, которую бы имела звезда, находясь на расстоянии 10 парсек (1 парсек = 3 × 10^16 м) от наблюдателя. Связь между видимой (𝑚) и абсолютной (𝑀) звездной величиной можно выразить с использованием закона Погсона и расстояния до звезды в парсеках (𝑑).
Формула для связи между 𝑚 и 𝑀: 𝑀 = 𝑚 + 5 – 5𝑙𝑔(𝑑).
Это соотношение позволяет вычислить абсолютную звёздную величину, зная видимую величину и расстояние до звезды. Таким образом, абсолютная звёздная величина предоставляет информацию о светимости звезды, относительно ее удаленности от наблюдателя.
Очень важно учитывать разницу между абсолютными звездными величинами различных звёзд, так как это позволяет сделать выводы о их светимости. Если знать абсолютные звёздные величины двух звезд, можно оценить их светимость, так же как и разницу видимых величин связана с отношением освещенностей.
Звездные величины отдельных космических объектов
| Космический объект | Звездная величина (m) |
|---|---|
| Солнце | -26,7 |
| Полная Луна | -12,7 |
| Вспышка Иридиума | -9,5 |
| Крабовидная туманность | -6,0 |
| Венера (во время максимума) | -4,4 |
| Земля (для наблюдателя на Солнце) | -3,84 |
| Марс (во время максимума) | -3,0 |
| Юпитер (во время максимума) | -2,8 |
| МКС (Международная космическая станция, во время максимума) | -2,0 |
| α Центавра (Альфа Центавра) | -0,27 |
| Вега | +0,03 |
| Галактика Андромеды | +3,4 |
| Тусклые звезды (видимые человеческим глазом) | +6,0 – +7,0 |
| Проксима Центавра | +11,1 |
| Ярчайший квазар | +12,6 |
| Объекты, улавливаемые наземными телескопами (8-метровыми) | +27,0 |
| Объекты, улавливаемые космическим телескопом Хаббл | +30,0 |
В таблице представлены звездные величины различных космических объектов. Звездная величина характеризует яркость объекта на небесной сфере. Отрицательные значения соответствуют ярким объектам, а положительные – тусклым. Чем ниже значение звездной величины, тем ярче объект и наоборот.
Как видно из таблицы, Солнце имеет очень низкую звездную величину, так как оно является одним из самых ярких объектов нашего небесного свода, а тусклые звезды и квазары обладают более высокими звездными величинами.
Спектры звезд. Эффект Допплера
Спектры звезд являются мощным инструментом для астрономов, позволяющим получить уникальную информацию о составе, свойствах и движении звезд на небесной сфере. Спектр звезды представляет собой распределение энергии излучения по различным длинам волн.
Уточним, что создаваемая звездой освещенность, рассматриваемая ранее, фактически представляет собой интегральную освещенность. Она охватывает всю энергию излучения звезды, просуммированную по всем длинам волн, образующим ее спектр.
Однако при ближайшем рассмотрении спектров звезд можно обнаружить удивительное явление – многочисленные темные узкие линии поглощения. Эти линии образуются в результате переходов между энергетическими уровнями атомов и ионов в поверхностных слоях звезды. Каждый такой переход имеет свою характерную длину волны, которая и представляет собой темную линию в спектре.
Интересный факт заключается в том, что в наблюдаемых спектрах звезд эти длины волн (обозначим их как 𝜆) не совпадают с лабораторными значениями (обозначим их как 𝜆0) этих переходов. Такое отклонение происходит из-за движения звезд относительно Земли.
Когда звезда приближается к наблюдателю, линии в ее спектре смещаются в коротковолновую область спектра, которая соответствует синему цвету. А если звезда удаляется от нас, то линии смещаются в длинноволновую область, что соответствует красному цвету.
Этот явление называется эффектом Допплера, и он обусловлен разницей в длинах волн излучения, вызванной движением звезды вдоль луча зрения. Величина смещения 𝑧 зависит от скорости звезды вдоль наблюдательного направления (обозначим ее 𝑣𝑟) и равна отношению разницы длин волн к лабораторной длине волны.
Выводы
- Звездная величина – это мера яркости звезды на небесной сфере. Чем меньше значение звездной величины, тем ярче объект. Отрицательные значения используются для очень ярких объектов, таких как Солнце, в то время как положительные значения применяются для тусклых объектов.
- Видимая звездная величина учитывает яркость звезды, как она видна с Земли. Однако она не дает полной информации о светимости звезды, так как зависит от расстояния до нее.
- Абсолютная звездная величина – это звездная величина, которую бы имела звезда на расстоянии 10 парсек (примерно 32,6 световых лет) от наблюдателя. Она позволяет сравнивать светимость звезд независимо от их расстояния.
- Светимость звезды – это количество энергии, излучаемой звездой за единицу времени. Она определяется видимой звездной величиной и расстоянием до звезды.
- Спектры звезд позволяют изучать состав и характеристики звезды. Наблюдаемые спектры содержат темные линии поглощения, которые свидетельствуют о химическом составе поверхности звезды.
- Эффект Допплера – явление смещения длины волны спектральных линий в зависимости от движения звезды относительно Земли. Этот эффект позволяет изучать скорость движения звезды.
