Классификация по яркости раздел астрофизика

Яркость - это скорость электромагнитного излучения, испускаемого телом в единицу времени. Этот термин может вводить в заблуждение, поскольку мы склонны думать о яркости и подобных физических терминах как о величинах, связанных с видимым излучением, которое мы воспринимаем, тогда как оно является мерой всего спектра электромагнитного излучения.

Яркость и расстояние
Когда мы рассматриваем светимость, мы должны учитывать, что все измерения, которые мы выполняем, зависят от места, которое мы занимаем во Вселенной. Причина этого в том, что астрономические объекты, такие как звезды, излучают во всех направлениях, и их волны распространяются очень быстро, поэтому мы воспринимаем только часть всей картины (которую затем можем экстраполировать).

Яркость и затухание
Космос не так пуст, как кажется, особенно если учесть большие расстояния, возникающие в астрономических условиях. Определенные структуры и объекты, такие как космическая пыль, появляются довольно часто и мешают обнаружению излучения, испускаемого телами. Это приводит к явлению, называемому "исчезновением", которое представляет собой не что иное, как потерю интенсивности электромагнитного излучения.

Это явление в астрономических условиях более заметно влияет на излучение высокой энергии, такое как гамма-излучение или рентгеновское излучение, чем излучение низкой энергии, такое как радиоволны или инфракрасное излучение.

Затухание и расстояние от Земли (или где бы мы ни разместили наш телескоп) - это два фактора, которые делают наши измерения в значительной степени зависимыми от места, которое мы занимаем во Вселенной. Однако с помощью дальнейших прямых и косвенных измерений и расчетов мы можем точно оценить многие из этих величин. Хотя яркость, воспринимаемая нами, является довольно субъективной величиной, она все же полезна и является мерой интенсивности, которую мы воспринимаем с земли.

Классификация по яркости
Классификации по светимости - это системы классификации звезд и других астрономических тел, которые учитывают интенсивность электромагнитного излучения, которое они излучают. Сейчас мы собираемся изучить определенную классификацию звезд по светимости, а затем кратко упомянем звездную спектральную классификацию, которая связана с классификациями по светимости.

Классификация светимости Гиппарха
Уже в 1 веке до нашей эры Гиппарх, греческий астроном, предпринял попытку классифицировать звезды по яркости, с которой он воспринимал их с первого взгляда. Он использовал систему чисел в диапазоне от одного до шести, которую он назвал величиной. Самым ярким звездам была присвоена звездная величина 1, в то время как самым темным звездам, которые он едва мог видеть, была присвоена звездная величина 6.

Фактическая концепция яркости
Благодаря нескольким теориям и достижениям у нас теперь есть несколько моделей светимости звезд и других астрономических объектов. Большинство этих моделей основаны на концепции излучения черного тела, которая предполагает идеальные свойства излучения объектов. В соответствии с этим предположением, которое приблизительно выполняется звездами, светимость L определяется следующим образом:

Здесь ? - постоянная Стефана Больцмана (с приблизительным значением 5,67·10-8 Вт/м2·К4), A - площадь излучающего тела, а T - его температура в Кельвинах.

Таким образом, мы обнаруживаем, что светимость звезд связана с размером их поверхности (и, следовательно, с их объемом) и температурой. Большая звезда с низкой температурой может иметь ту же светимость, что и маленькая звезда с более высокой температурой.

Однако яркость - очень сложная величина для измерения, поскольку нам нужно измерять излучение во всех возможных направлениях. Чем ближе мы проводим измерения к поверхности излучающего тела, тем менее значимыми будут последствия затухания. Кроме того, мы должны помнить, что воспринимаемая яркость также зависит от расстояния до излучающего объекта.

Классификация Йеркса
В следующей таблице приведена таблица классификации светимости Йеркса, в которой каждой звезде присваивается номер в зависимости от их светимости. Это наиболее широко используемая классификация звезд по светимости.

Класс яркости Описание
0 или 1a+ Гипергиганты
Ia Светящиеся сверхгиганты
Iab Промежуточные светящиеся сверхгиганты
Ib Менее светящиеся сверхгиганты
II Яркие гиганты
III Обычные гиганты
IV Субгиганты
V Звезды главной последовательности
VI Подсвечники
VII Белые карлики

Величины и яркость
Чтобы избежать трудностей с измерением или вычислением яркости, мы обычно обращаемся к понятиям абсолютной и видимой величины. Это логарифмические шкалы для светимости астрономических объектов, измеренных на расстоянии 10 парсеков от объекта (абсолютная звездная величина) или фиксированного места, такого как Земля (видимая звездная величина). Имея общую точку отсчета, легче сопоставлять данные. Один парсек равен 3,09 · 10 16 м.

Тем не менее, проблема исчезновения все еще существует, и большинство расчетов выполняется с использованием оценок ее влияния. Телескопы не могут достичь почти любого астрономического объекта для проведения измерений на расстоянии 10 парсеков, поэтому эти величины имеют сложные модели, которые позволяют нам точно их оценивать.

Взаимосвязь между яркостью и спектральными классификациями
Если мы зафиксируем область A в формуле светимости, мы просто получим зависимость от температуры звезды или астрономического объекта. Следовательно, в предположении, что звезды излучают как черные тела, использование таких величин, как абсолютная величина, позволяет нам учитывать только их температуру.

Поскольку звезды излучают на всех частотах (с разной интенсивностью в зависимости от их температуры), мы наблюдаем зависимость их цвета от температуры. Это дает начало концепции звездной спектральной классификации.

Хотя мы не можем здесь исследовать, как работают звездные спектральные классификации, важно знать о системе и о том, что температура коррелирует со светимостью, что иллюстрируется диаграммами, такими как диаграмма Герцшпрунга-Рассела (см. Также Таблицу ниже). Светимость звезды меняется на протяжении всей ее жизни и зависит от определенных фаз, таких как пульсирующие фазы, гигантская фаза или фаза белого карлика.

Класс Цветность Температура (Кельвин)
O Синий >30,000
B Сине-белый 10,000-30,000
A Белый 7500-10,000
F Желто-белый 6000-7500
G Желтый 5200-6000
K Светло-оранжевый 3700-5200
M Оранжево-красный 2400-3700

Вычисления с классификацией по яркости
Сириус - самая яркая звезда, которую можно увидеть с земли. Его светимость на поверхности в 25,4 раза превышает светимость Солнца (L0), радиус в 1,711 раза превышает радиус Солнца (r0) и находится на расстоянии 8,61 световых лет от Земли. Сириус - звезда главной последовательности (V).

Антарес, который имеет характерный красный цвет, является одной из самых ярких звезд, которые можно увидеть с Земли. Его светимость на поверхности в 60 000 раз превышает светимость Солнца (L0), радиус в 700 раз превышает радиус Солнца (r0) и находится на расстоянии 554,5 световых лет от Земли. Значения радиуса и яркости постоянно меняются вокруг этих средних значений, потому что Антарес находится в фазе пульсации. Учитывая его светимость, Антарес является промежуточным светящимся сверхгигантом (Iab), который соответствует его размеру.

Мы можем вычислить температуру для обеих звезд, предполагая, что они ведут себя как черные тела. Действительно, зная, что светимость солнца имеет приблизительное значение 3,83 · 10 26 Вт, а радиус солнца имеет приблизительное значение 6,96 · 10 8 м, мы можем использовать следующую формулу, которая исходит из формулы светимости, используя тот факт, что звезды являются сферическими телами,таким образом, мы можем легко вычислить их площадь поверхности.

Это дает температуру 9904 К для Сириуса и 3673 К для Антареса. Эти значения очень близки к измеренным, которые составляют 9940 К и 3660 К соответственно. Поскольку температура Сириуса выше, чем у Антареса, его цвет намного голубее.

Основные выводы
Яркость - это общее количество электромагнитной энергии, излучаемой телом в единицу времени.

Измерения яркости в космосе затруднены из-за распространения энергии и угасания.

Существуют логарифмические шкалы, связанные со светимостью, которые также учитывают пространственное распространение излучения. Они известны как шкалы магнитуд.

Благодаря предположению об излучении черного тела мы можем определить многие свойства звезд, зная их величину, расстояние и т. Д.