Блеск звезды
Смотреть что такое «Блеск звезды» в других словарях:
ЗВЕЗДЫ — горячие светящиеся небесные тела, подобные Солнцу. Звезды различаются по размеру, температуре и яркости. По многих параметрам Солнце типичная звезда, хотя кажется гораздо ярче и больше всех остальных звезд, поскольку расположено намного ближе к… … Энциклопедия Кольера
Блеск (астрономия) — Видимая звёздная величина (иногда просто «звёздная величина») безразмерная числовая характеристика объекта на небе, чаще всего звезды, говорящая о том, сколько света приходит от него в точку, где находится наблюдатель. Видимая звёздная величина … Википедия
Звезды типа UV Кита — Вспыхивающие звёзды или звёзды типа UV Кита переменные звёзды, резко и непериодически увеличивающие свою светимость в несколько раз во всём диапазоне от радиоволн до рентгеновского излучения. Вспыхивающие звёзды это тусклые красные карлики,… … Википедия
ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ — звезды, блеск которых заметно изменяется со временем. Большинство переменных звезд либо очень молоды, либо стары. Поэтому удобнее всего классифицировать их в соответствии с возрастом, т. е. со стадией их эволюции. См. также ЗВЕЗДЫ. Молодые… … Энциклопедия Кольера
Переменные звезды — Переменная звезда звезда, блеск которой изменяется со временем в результате происходящих в её районе физических процессов. Строго говоря, блеск любой звезды меняется со временем в той или иной степени. Переменной называется звезда, изменения… … Википедия
Чем ночь темней, тем ярче звезды — Из стихотворения «Не говори. » (1882) Аполлона Николаевича Майкова (1821 1897): Не говори, что нет спасенья, Что ты в печалях изнемог: Чем ночь темней, тем ярче звезды. Стихотворение А. Н. Майкова «Не говори. » входит в цикл его стихов 80 х… … Словарь крылатых слов и выражений
Переменные звезды — изменяющие по временам свою яркость. Известно в настоящее время около 250 П. звезд. К П. звездам должны быть причислены так называемые новые и пропавшие звезды. Почти все пропавшие звезды являются следствием ошибочных положений звезд, данных в… … Энциклопедический словарь Ф.А. Брокгауза и И.А. Ефрона
Видимый блеск — Видимая звёздная величина (иногда просто «звёздная величина») безразмерная числовая характеристика объекта на небе, чаще всего звезды, говорящая о том, сколько света приходит от него в точку, где находится наблюдатель. Видимая звёздная величина … Википедия
Вращение звезды — Иллюстрация показывает вид сплюснутой звезды Ахернар, вызванный быстрым вращением. Вращение звезды угловое движение звезды вокруг своей оси. Скорость вращения может быть измерена по смещению линий в её спектре или по времени … Википедия
Двойные звезды — Двойная звезда, или двойная система две гравитационно связанные звезды, обращающиеся по замкнутым орбитам вокруг общего центра масс. C помощью двойных звёзд, существует возможность узнать массы звёзд и построить различные зависимости. А не зная… … Википедия
Что значит блеск звезды
При взгляде на небо сразу же бросается в глаза различие звезд по блеску.
Ярчайшая звезда ночного неба – Сириус (α Большого Пса), – уже чуть-чуть поднявшись над горизонтом, привлекает нас своим сиянием, тогда как соседние с ней звезды становятся заметными лишь на довольно большой высоте (3-5°).
Звезды Ковша Большой Медведицы легко увидеть даже на городском небе в полнолуние, а за городом в ясную безлунную ночь невооруженный глаз замечает на небе несколько тысяч звезд.
Взглянув же на небо в бинокль, сразу понимаешь, что есть и множество звезд, блеск которых слишком слаб для невооруженного глаза.
Еще в глубокой древности астрономы попытались выразить различия в блеске звезд числами. Звезды были разделены на шесть групп, названных звездными величинами.
Самые яркие светила назвали звездами первой величины, немного более тусклые — звездами второй величины и т. д. Самые тусклые звезды, которые может различить глаз (конечно, невооруженный: телескоп изобрели гораздо позже), отнесли к звездам шестой величины.
Обычно это деление звезд по блеску на шесть групп связывают с именем Гиппарха (II в. до н.э.), который впервые применил это деление в составленном им звездном каталоге. Таким образом, говоря о «звездной величине», имеют в виду блеск, а вовсе не размер звезды.
Все звезды – и самые яркие, и самые слабые – всегда казались астрономам светящимися точками, не имеющими размеров.
Лишь в начале XX в. удалось измерить угловой размер некоторых из них, а совсем недавно, в конце XX в., были получены изображения дисков некоторых особенно крупных и близких звезд. Разумеется, они совершенно неразличимы для глаза, даже вооруженного хорошим телескопом.
Мы можем лишь догадываться о причинах, побудивших древних ученых ввести именно шесть групп, шесть звездных величин. Тем более удивительно, что понятие звездной величины дожило в науке до наших дней и им пользуются современные астрономы!
Конечно, в наши дни понятие звездной величины получило точное определение. Теперь это не группы звезд примерно одинакового блеска.
Видимая звездная величина – это число, которое можно определить для каждой звезды как характеристику ее блеска с точки зрения земного наблюдателя.
Какую физическую величину мы воспринимаем как блеск звезды?
Измерения показали, что наш глаз чувствует создаваемую звездой освещенность, то есть количество света, падающего за единицу времени на площадку единичной площади, ориентированную перпендикулярно лучам.
Наше восприятие освещенности подчиняется психофизиологическому закону Вебера–Фехнера: при изменении освещенности в геометрической прогрессии наше ощущение меняется в арифметической прогрессии.
Это открытие было сделано в XIX в., но уже древние астрономы бессознательно следовали этой закономерности: они так поделили звезды на величины, что в среднем отношение освещенностей, создаваемых звездами первой и второй величин, почти в точности равно отношению освещенностей от звезд второй и третьей величин, и т. д.
Современные астрономы сохранили эту традицию, чуть-чуть уточнив ее: ныне отношение освещенностей, создаваемых светилами со звездными величинами, различающимися на единицу, по определению принимают равным 5 √100 = 2,5118864. ≈ 2,512.
Десятичный логарифм этой величины (lg10 2/5 ) в точности равен 0,4.
Таким образом, отношению освещенностей, равному 100, соответствует различие в блеске точно на 5 звездных величин.
Приняв некоторую звезду за эталон и приписав ей определенную звездную величину (вообще говоря – произвольную), можно сравнивать с ней по световому потоку все другие звезды и определять их звездные величины.
Если L1 и L2 – освещенности, создаваемые первой и второй звездами, а m1 и m2 – их звездные величины, то
Знак минус во второй из этих формул означает, что чем ярче звезда, тем меньше значение ее звездной величины. Почти точное совпадение коэффициентов в этих формулах (2,512 и 2,5) возникло случайно, просто потому, что lg(2,512. ) = 0,4 = 1/2,5.
Применяя эти формулы, можно распространить понятие звездной величины на светила, недоступные невооруженному глазу, вплоть до сколь угодно слабых.
Разумеется, блеск в звездных величинах не всегда выражается целым числом, ведь современные наземные приборы позволяют измерить блеск звезды с точностью до сотой или даже до тысячной доли звездной величины (а за пределами атмосферы точность еще выше).
До сих пор мы обсуждали визуальные звездные величины, измеряемые человеческим глазом или прибором, имеющим такую же относительную чувствительность к лучам разного цвета, что и глаз человека.
Но звездную величину можно измерить и при помощи приборов, по-иному чувствительных к лучам разной длины волны, чем глаз. Тогда результаты получатся разными для звезд одинакового визуального блеска, но разного цвета. (Невооруженный глаз уверенно чувствует различия цвета у ярких звезд; сравните, например, цвет белого Ригеля и красной Бетельгейзе в созвездии Орион.) Принято по определению, что для белых звезд спектрального класса A0, свет которых не ослаблен межзвездной пылью, звездные величины должны быть одинаковыми при измерении любыми приборами.
Когда в астрономии стали применять фотографию, то обнаружили, что на снимках ночного неба красноватые звезды кажутся намного слабее, чем белые и голубоватые звезды такого же визуального блеска.
Дело в том, что первые фотоэмульсии были более чувствительны к голубым, чем к желтым и красным лучам, по сравнению с нашими глазами. Тогда родилось понятие фотографической звездной величины (не вполне строгое, потому что фотоэмульсии бывают разные, с различной чувствительностью к лучам разного цвета). Фотографические величины красных звезд больше, чем визуальные (поскольку блеск этих звезд в голубых лучах меньше).
Некоторые приборы более чувствительны к красным и менее чувствительны к голубым лучам, чем глаз; измеренные с такими приборами величины красных звезд меньше по числовому значению, чем визуальные.
Цвет звезд можно определить и одним прибором, чувствительным в широком диапазоне спектра, если помещать перед ним различные цветные светофильтры и сквозь них проводить измерения блеска. Часто используют светофильтры B (blue, голубой) и V (visual, визуальный, т. е. желто-зеленый).
Показатель цвета (В-V), представляющий собой разность звездных величин, измеренных с фильтрами B и V, заменил в современной астрофизике величину CI. Показатель цвета (B-V) равен нулю для белых звезд, отрицателен для голубоватых и положителен для красных.
Все звездные величины, о которых мы говорили до сих пор (фотографические, визуальные, величины В и V), являются видимыми звездными величинами. Они получены при наблюдении с Земли и поэтому в большей степени отражают различие в расстояниях до звезд, чем истинную разницу в мощности их излучения.
К тому же пространство между Землей и звездами не пустое – в нем встречаются поглощающие свет межзвездные газово-пылевые облака. Только учтя разницу в расстояниях до звезд и в степени межзвездного поглощения их света, можно использовать видимые звездные величины для сравнения истинной светимости (мощности излучения) звезд.
Заметим, что в ослабление видимого блеска звезд вносит немалый вклад и земная атмосфера. Она в разной степени ослабляет лучи разного цвета (сильнее — голубые, слабее — красные), и ее оптические свойства сильно зависят от места наблюдения и от высоты звезды над горизонтом: оба фактора влияют на толщину воздушного столба вдоль луча зрения. А от места наблюдения к тому же зависит еще и чистота воздуха. Все эти факторы приходится учитывать в процессе измерений, приходится, как говорят астрономы, исправлять видимые звездные величины за поглощение света в земной атмосфере. Приводимые в таблицах звездные величины фактически относятся к наблюдателю за пределами земной атмосферы.
Расстояние от Земли до Солнца составляет около 150 млн км; его называют астрономической единицей (а. е.) и употребляют для указания расстояний в пределах Солнечной системы.
В научно-популярной литературе расстояния до звезд часто указывают в световых годах. Это название обманчиво: световой год – единица не времени, а длины, равная расстоянию, которое луч света проходит за год. Расстояние до Проксимы составляет 4,2 св. года.
В профессиональной астрономической литературе расстояния до звезд обычно выражают в парсеках (пк) – это расстояние, с которого радиус земной орбиты, ориентированный перпендикулярно лучу зрения, виден под углом 1″. А поскольку угловая секунда равна 1/206265 радиана, то 1 пк = 206 265 а. е. = 3,26 св. года.
Вообще, угол, под которым от звезды виден радиус земной орбиты, называют ее параллаксом («парсек» как раз и означает «параллакс + секунда»). В этих единицах расстояние до Проксимы составляет 1,3 пк.
Истинную светимость звезды выражают с помощью абсолютной звездной величины.
Чтобы от видимых величин (m) перейти к абсолютным (M), нужно рассчитать, какую звездную величину имела бы звезда, если бы ее поместили на принятом стандартном расстоянии 10 пк от нас и при этом исключили поглощение света в межзвездном пространстве:
где Μ — абсолютная звездная величина, m – видимая величина, r – расстояние (в парсеках), A – ослабление блеска звезды из-за межзвездного поглощения света, выраженное в звездных величинах.
Пользуясь этой формулой, нужно не забывать, что все три фотометрические величины (M, m и A) должны быть в одной системе: визуальной, фотографической, В, V или любой другой, но обязательно в одной и той же.
Итак, абсолютная величина звезды непосредственно связана с мощностью ее излучения, которую астрономы называют светимостью.
Светимость звезды можно измерять в физических единицах (скажем, в ваттах), но астрономы чаще выражают светимости звезд в единицах светимости Солнца.
Значение светимости зависит от того, в каком диапазоне спектра она измеряется, поэтому говорят об оптической, инфракрасной, ультрафиолетовой и других светимостях звезды.
Если измерена полная мощность излучения звезды во всех диапазонах электромагнитного спектра, то такую светимость называют болометрической. У Солнца она составляет около 4·10 26 Вт.
Блеск и цвет звезд
Даже при беглом обзоре звездного неба заметно, что видимая яркость звезд различна: одни звезды очень яркие и четко выделяются среди остальных, другие — менее яркие, третьи — очень слабые и еле видны невооруженным глазом. Подавляющее же большинство звезд доступно наблюдениям лишь в телескопы. Изучение видимой яркости небесных светил позволяет установить многие их физические характеристики.
Видимая яркость небесных светил называется их блеском (также, видимая яркость известна как звёздная величина). По своей физической сущности видимая яркость, или блеск, небесного светила представляет собой освещенность, создаваемую этим светилом на приемнике световой энергии, например в нашем глазу. В физике освещенность измеряется световой энергией, падающей на единицу поверхности за одну секунду времени. В Международной системе единиц (СИ) освещенность измеряется люксами (лк). Но для измерения блеска небесных светил эта единица освещенности (люкс) совершенно не приемлема, так как она слишком велика в сравнении с ничтожными световыми потоками, приходящими к Земле от небесных светил (кроме Солнца, конечно). Достаточно сказать, что полная Луна, находясь в зените, создает на местности освещенность, близкую к 0,3 лк, а даже самые яркие звезды в сотни тысяч и миллионы раз слабее полной Луны. Поэтому блеск небесных светил до сих пор выражают в очень удобной условной шкале звездных величин.
Звездные величины, оцениваемые непосредственно глазом, в том числе и с применением фотометров, называются визуальными звездными величинами (от лат. visualis — зрительный). Но зрение разных наблюдателей имеет свои особенности, которые снижают точность определения блеска светил. Поэтому в настоящее время визуальные наблюдения применяются лишь для приближенной оценки блеска, особен но при изучении переменных звезд (меняющих блеск) и метеоров. Измерения, позволяющие определять блеск с точностью до 0,01 m (звездной величины), осуществляются по изображениям светил на фотонегативах, для чего применяются фотопластинки (и фотопленки) различных сортов.
На фотопластинки с бромо-серебряной эмульсией красный свет совсем не действует, желтый действует весьма слабо, зато синие, фиолетовые и ультрафиолетовые лучи действуют необычайно сильно. Поэтому звезды красноватого цвета, например Антарес (α Скорпиона) или Бетельгейзе (α Ориона), получаются на таких фотопластинках более слабыми, чем воспринимаются зрением, а голубовато-белые звезды, например Спика (α Девы) или Белятрикс (γ Ориона),— наоборот, более яркими. Звездные величины, измеренные по изображениям светил на таких фотопластинках, получили названия фотографических звездных величин (mp). Визуальные звездные величины (mv) измеряются по изображениям на специальных фотопластинках, реагирующих на световые лучи почти так же, как человеческий глаз.
Разность между фотографической и визуальной звездными величинами светила называется его обычным показателем цвета C = mp — mv и характеризует цвет светила.
Обычный показатель цвета позволяет сравнивать между собой визуальное Ev и фотографическое Ер излучения светила, так как, согласно формуле Погсона, lg(Ev/Ep) = 0.4 (mp-mv) = 0,4С.
Давайте для примера определим изменение блеска Цефеиды в звездных величинах, если ее температура меняется от 7200 к до 6000 к при неизменном радиусе. Светимость при неизменном радиусе пропорциональна четвёртой степени температуры и квадрату радиуса который тут постоянен. В звёздных величинах это 2.5 lg ((7200/6000)^4)=0.8 звездной величины.
В настоящее время для изучения блеска небесных светил широко применяются фотодатчики, генерирующие под действием света электрический ток (фототок) — явление, открытое еще в 1888—1890 гг. выдающимся русским физиком А. Г Столетовым (1839—1896 гг.). Современные чувствительные фотоэлементы дают слабый электрический ток под воздействием ничтожно малого освещения, но специальные приборы усиливают его до значений, доступных измерению с большой точностью. Фотоэлектрические измерения блеска небесных светил проводят сквозь светофильтры раздельно в различных лучах, как правило, в желто-зеленых (визуальных), синих и ультрафиолетовых, а чтобы фотоэлектрические звездные величины не спутать с полученными другими способами, их обозначают буквами V (визуальные), В (синие) и U (ультрафиолетовые).
Фотоэлектрическая система звездных величин была предложена в 1953 г. американскими астрономами Г. Джонсоном, У. Морганом и Д. Хэррисом и с 1955 г. по международному соглашению, принята за основную для измерения блеска звезд. В этой системе разность (В — V) звездных величин В и V называется основным показателем цвета, а разность (U — V) — ультрафиолетовым показателем цвета. Основной показатель цвета дает различие излучения в желто-зеленых и синих лучах, а ультрафиолетовый — различие в желто-зеленых и ультрафиолетовых лучах, вычисляемое по заданным формулам.
Для светил чисто белого цвета принято считать звездные величины U = B = V, т. е. показатели цвета (B — V) = (U — V) =0; у светил желтого и красноватого цвета (B-V)>0 и (U-V)>0, а у голубоватых — оба фотоэлектрических показателя цвета отрицательны.
Поскольку восприятие световых лучей у фотоэлементов и фотографических пластинок неодинаково, то и фотоэлектрические звездные величины светил несколько отличаются от их визуальной и фотографической величин.
Современные высокоточные приборы болометры (от греч. «боле» — луч и «метрео» — измеряю) позволяют измерять суммарное излучение в ультрафиолетовых, визуальных и инфракрасных лучах. Получаемые по этим измерениям звездные величины называются болометрическими (mb).
Может быть, у читателя возникнет вопрос: а для чего астрономам нужно знать блеск в разных лучах и показатели цвета звезд с большой точностью? Оказывается, для того, что блеск звезд позволяет вычислять их истинную светимость, а показатели цвета — температуру и размеры звезд, т. е. обе эти характеристики служат основой для изучения физической природы звезд и их эволюции. Но об этом — в следующих наших статьях.
Блеск звезд
 |
Г лядя на звездное небо, можно заметить, что звезды различны по своей яркости, или, как говорят астрономы, по своему видимому блеску.
Наиболее яркие звезды условились называть звездами 1-й звездной величины; те из звезд, которые по своему блеску в 2,5 раза (точнее, в 2,512 раза) слабее звезд 1-й величины, получили наименование звезд 2-й звездной величины. К звездам 3-й звездной величины отнесли те из них, которые слабее звезд 2-й величины в 2,5 раза, и т. д. Самые слабые из звезд, доступных невооруженному глазу, были причислены к звездам 6-й звездной величины. Нужно помнить, что название «звездная величина» указывает не на размеры звезд, а только на их видимый блеск.
Для всех звезд, видимых невооруженным глазом, и для многих более слабых точно измерена их звездная величина.
Возьмите обыкновенный бинокль и посмотрите в него на какой-нибудь участок звездного неба. Вы увидите много слабо светящихся звездочек, не видимых невооруженным глазом, потому что объектив (стекло, собирающее свет, в бинокле или телескопе) больше, чем зрачок человеческого глаза, и в него попадает больше света.
Что значит блеск звезды
В астрономии, говоря о небесных телах, иногда используются специфические термины, характеризующие их цвет и яркость, например, звездная величина или показатель цвета.
Мы можем также определить отношение, оперируя понятиями коэффициента яркости:
Абсолютные звёздные величины
Абсолютным блеском звезды L называется тот блеск, который она имела бы, будучи удалена от наблюдателя на расстояние равное 10 парсекам.
Так как освещённость убывает обратно пропорционально квадрату расстояния, то абсолютный блеск L и видимый блеск l связаны соотношением:
L/l = r 2 /100 = 2,512 m-M
m – видимая звёздная величина, М – абсолютная звёздная величина, под которой понимают ту звёздную величину, которую бы имела звезда, будучи удалённой на расстояние, равное 10 парсекам.
Из указанного соотношения получаем формулу:
С учётом межзвёздного поглощения:
где А(r) – поглощение света, пропорциональное расстоянию до звезды.
Эта формула позволяет вычислить абсолютную звёздную величину звезды, если известно расстояние, и вычислить расстояние, если известна абсолютная величина, по формуле:
Абсолютные звёздные величины могут быть болометрическими, визуальными, фотографическими.
Часто используют светимость звезды – отношение абсолютного блеска звезды к абсолютному блеску Солнца.
Отношение светимостей самых ярких и самых слабых звёзд достигает около 100 млрд.
Светимость (блеск) звезд
Представьте, что где-то в море в ночной тьме тихо мерцает огонек. Если бывалый моряк не объяснит вам, что это, вы часто и не узнаете: то ли перед вами фонарик на носу проходящей шлюпки, то ли мощный прожектор далекого маяка.
В том же положении в темную ночь находимся и мы, глядя на мерцающие звезды. Их видимый блеск зависит и от их истинной силы света, называемой светимостью (полное количествл энергии, излучаемой по всем направлениям), и от их расстояния до нас. Только знание расстояния до звезды позволяет подсчитать ее светимость по сравнению с Солнцем. Так например, светимость звезды, в десять раз менее яркой в действительности, чем Солнце, выразится числом 0,1.
Истинную силу света звезды можно выразить еще иначе, вычислив, какой звездной величины она бы нам казалась, если бы она находилась от нас на стандартном расстоянии в 32,6 светового года, то есть на таком, что свет, несущийся со скоростью 300 000 км/сек, прошел бы его за это время.
Принять такое стандартное расстояние оказалось удобным для различных расчетов. Яркость звезды, как и всякого источника света, изменяется обратно пропорционально квадрату расстояния от него. Этот закон позволяет вычислять абсолютные звездные величины или светимости звезд, зная расстояние до них.
Когда расстояния до звезд стали известны, то мы смогли вычислить их светимости, то есть смогли как бы выстроить их в одну шеренгу и сравнивать друг с другом в одинаковых условиях. Надо сознаться, что результаты оказались поразительными, поскольку раньше предполагали, что все звезды «похожи на наше Солнце». Светимости звезд оказались поразительно разнообразными, и их в нашей шеренге не сравнить ни с какой шеренгой пионеров.
Приведем только крайние примеры светимости в мире звезд.
Самой слабой из известных долго являлась звезда, которая в 50 тысяч раз слабее Солнца, и ее абсолютная величина светимости: +16,6. Однако, впоследствии были открыты и ещё более слабые звезды, светимость которых, по сравнению с солнцем, меньше в миллионы раз!
На другом краю шеренги звезд стоит «S» Золотой Рыбы, видимая только в странах Южного полушария Земли как звездочка восьмой величины (то есть даже не видимая без телескопа!). В действительности она в 400 тысяч раз ярче Солнца, и ее абсолютная величина светимости: —8,9.
Абсолютная величина светимости нашего Солнца равна +5. Не так уж и много! С расстояния в 32,6 светового года мы бы его плохо видели без бинокля.
Если яркость обычной свечи принять за яркость Солнца, то в сравнении с ней «S» Золотой Рыбы будет мощным прожектором, а самая слабая звезда слабее самого жалкого светлячка.
Итак, звезды — это далекие солнца, но их сила света может быть совершенно иной, чем у нашего светила. Образно выражаясь, менять наше Солнце на другое нужно было бы с оглядкой. От света одного мы ослепли бы, при свете другого бродили бы, как в сумерках.
