Culoarea și temperatura de stele

Stele au o varietate de culori. La Arcturus nuanță galben-portocaliu, Rigel, un albastru și alb, rosu aprins Antares. Culoarea dominanta în spectrul unei stele depinde de temperatura de suprafață. Shell Gas stelei se comportă aproape ca un emițător perfectă (corp negru) și este supus legilor radiațiilor clasice Max Planck (1858-1947), Y.Stefana (1835-1893) și W. Wien (1864-1928), o temperatură a corpului de legare și natura radiației sale.

Sparkle și strălucire

Privind la cerul înstelat, vei observa că stelele diferă în strălucirea lor, sau, după cum spun astronomii, prin strălucirea lor aparentă.

Cele mai stralucitoare stele au fost de acord pentru a apela stelele din prima magnitudine; acele stele care strălucesc în ei de 2,5 ori (sau mai precis, până la 2512 ori) stele palide de stele de magnitudine 1st au fost numite două magnitudine. Pentru stelele magnitudine treia cele efectuate. 2 stele sunt magnitudine mai slab de 2,5 ori, și așa mai departe. D. Cea mai slaba de stele disponibile pentru ochiul liber, au fost denumite stelele de magnitudine 6-a. Trebuie amintit că termenul „amploarea“ nu indică mărimea stelelor, dar numai pe strălucirea lor aparentă.

Puteți calcula cât de mult steaua din prima magnitudine stea luminoasa de magnitudinea 6-a. Pentru a face acest lucru, trebuie să luați un factor de multiplicare de 2,5 de 5 ori. Rezultatul va fi că stelele primele stele de magnitudine străluci pe data de 6 magnitudinea de 100 de ori. Toate lucrurile din ceruri există 20 dintre cele mai strălucitoare stele, care de obicei spun că este vedeta primei magnitudine. Dar aceasta nu înseamnă că ei au aceeași strălucire. De fapt, unele dintre ele va fi prima magnitudine oarecum mai luminos, iar altele sunt oarecum mai slabe, și doar unul dintre ei - o stea este exact valoarea 1

Aceeași situație este cu data de 2 stele, 3 și valorile ulterioare. Prin urmare, pentru luminozitate precisă a unei anumite stele, trebuie să recurgă la fracții. De exemplu, acele stele, care, prin luminozitatea lor situat la jumătatea distanței între stele din 1 și 2 magnitudini, sunt considerate ca aparținând magnitudinea 1.5-lea. Sunt stele cu magnitudini de 1,6; 2,3; 3.4; 5.5 și așa mai departe. D. Cerul este senin câteva stele deosebit de luminos, care prin strălucirea lor depășește luminozitatea de stele din prima magnitudine. Am introdus Mărimile de zero și negative ale acestor stele. De exemplu, cea mai stralucitoare stea emisfera nordică cer - Vega - are 0,1 magnitudine sheen, iar cea mai strălucitoare stea întregul cer - Sirius - are minus 1,3 magnitudine de luciu.

Pentru toate stelele vizibile cu ochiul liber, și pentru mulți dintre cei mai slabi măsurat cu exactitate amploarea lor.

Ia-o pereche obișnuită de binoclu și urmăriți-l pe orice porțiune a cerului. Vei vedea o mulțime de mici stele luminoase care nu sunt vizibile cu ochiul liber, deoarece lentila (sticlă, colectarea de lumină, binoclu sau un telescop) este mai mare decât pupila ochiului uman, și devine mai multă lumină.

Pe o operă tipică ochelari sunt ușor de stele vizibile cu magnitudinea 7-a, iar în paharele de câmp prismatice - stele de magnitudine nouă. Telescoapele vazut, de asemenea, mult mai multe stele low-luminoase. De exemplu, un telescop relativ mic (de lentile cu diametrul de 80 mm), stele vizibile la 12 minute magnitudine. Cele mai puternice telescoape moderne se pot observa stelele de magnitudine 18. În fotografiile luate cu cele mai mari telescoape, puteți vedea stelele până la magnitudinea 23. Ei 6000000. Ori mai slabă decât strălucirea stelelor mai luminoasă low-pe care le putem vedea cu ochiul liber. Și dacă doar aproximativ 6000 de stele cu ochiul liber al cerului este disponibil, cele mai puternice telescoape moderne se pot observa miliarde de stele.

strălucire

puterea de radiație totală de stele din întreaga gamă a spectrului electromagnetic numit adevărat sau bolometru „luminozitate“. De exemplu, luminozitatea soarelui 3,86ґ1026 wați. Cu cât masa unei stele normale, cu atât mai mare luminozitatea sa; crește aproximativ ca cub de masă. Această masă raportul - luminozitate a fost găsit mai întâi din observații, iar mai târziu a primit o justificare teoretică.

fluxul de energie care vine de la steaua pe Pământ, numit „strălucirea aparentă“; aceasta depinde nu numai de adevărata luminozitatea stelei, dar, de asemenea, pe distanța de la Pământ. Steaua a scăzut de luminozitate, situat în apropiere de Pământ, poate avea o strălucire mai mare decât steaua de luminozitate ridicată la o distanță mare.

interval de temperatură atmosferă stea

Una dintre cele mai importante caracteristici care determină starea fizică a corpurilor cerești este temperatura lor. Ca și în cazul altor parametri, temperatura luminii este determinată de acestea cu radiatii folosind anumite ipoteze teoretice. În special, se crede că sursa de lumină este într-o stare de echilibru termodinamic.

Din moment ce acest lucru nu este întotdeauna cazul în atmosfere de stele, lumina de detectare a temperaturii diferitelor metode pot diferi în mod semnificativ unele de altele. Temperatura efectivă a stelei reprezintă temperatura unui corp negru, dimensiunile care sunt egale cu mărimea stelelor și emisia totală este egală cu radiația totală a stelei.

Temperatura efectivă a stelei este determinată de Stefan - Boltzmann E = Prelungiri 4. Pentru a determina temperatura stelei a acestei ecuații, este necesar să se calculeze cantitatea totală de energie emisă de stea la un moment dat, de a cunoaște distanța până la steaua și raza acesteia, pe baza acestor date pentru a determina valoarea E, și apoi temperatura.

Din expunerea totală a straturilor exterioare ale stelelor pe presupunerea că stelele radia ca un corp negru, pentru a determina temperatura suprafeței stelei. Această temperatură variază de la 30 000 la 3000 ° pentru stelele individuale de galaxii. Temperatura subsolului stele este de milioane de grade. Pentru stele, cu o temperatură de suprafață de 30 000 ° C Temperatura subsurface pare a fi de aproximativ 100 de milioane de grade. Pentru stele, cu o temperatură a suprafeței de temperatură de 3000 ° subsurface stea estimat la 10 milioane °.

Sun are o temperatură de suprafață de 6000 ° și temperatură sub suprafață 13000000 °. Culoarea și luminozitatea temperaturii. Spectrofotometrică, sau culoarea, temperatura de stele este temperatura unui corp negru care are cea mai apropiată de distribuția observată intensitatea relativă a radiației în această regiune spectrală. Temperatura pe categorii determinate pentru diferite regiuni ale spectrului său pot fi astfel variate.

Dacă știți relative stelele de distribuție a intensității radiației pe întreg spectrul vizibil, temperatura de culoare a stelei poate fi determinată prin lege Wien: temperatura de stele de legea Wien este definită după cum urmează. curba de distribuție a construit de stea energie, iar această curbă este aleasă curba teoretică cu cea mai apropiată maximă derivată din teoria radiației unui corpuluinegru. În conformitate cu poziția maximă și de a determina temperatura de culoare a stelei.

Dacă temperatura stelei este determinată prin comparație cu formula Planck din domeniul spectral ansamblu, o astfel de temperatură se numește luminozitatea. Cele de mai sus metode de determinare a temperaturii de aproximativ de stele. Motivele pentru această minciună în spectrul de absorbție al diviziunii energetice, în primul rând, că stelele întunecate distorsiona spectrul continuu de imagine, și, în al doilea rând, natura radiațiilor stelare este diferit de radiații corp negru.

stele index de culoare. Temperatura stelelor determină culoarea lor. Acea temperatură mai mare stea (aproximativ 30 000 ° pe suprafață) au o culoare alb-albăstruie. Star, temperatura suprafeței de ordinul a 3000 °, sunt roșii.

Sun la o temperatură de 6000 ° la suprafață are o culoare galbenă. Vedetele temperaturii suprafeței intermediare sunt de culoare albă, alb-gălbui și galben-roșu. Astfel, stele, având temperaturi diferite, par să ne colorate diferit. Acest lucru este ușor de văzut dacă te uiți atent la cerul înstelat.

Cu toate acestea, unele dintre stelele vor părea să ne-albăstrui alb (Sirius, Vega), alte stele galbene (Capella, Spica), și în cele din urmă, unele stea roșie (Antares, Aldebaran). Deoarece măsurile de pictura stele adoptate următoarele: luminozitatea determinată a stelei, fotografiate printr-un filtru albastru, și ei strălucire - în filtrul de galben.

Diferența dintre aceste valori se numește culoarea indicele stelei și este luată ca măsură a culorilor stele. Puteți da o altă definiție a unei culori stele: Culoarea se numește diferența dintre stelele de magnitudine fotografice, și este observabilă vizual. Această din urmă Definiția se bazează pe faptul că placa fotografică este cea mai sensibilă la razele albastre și un ochi - la Reds.

magnitudine de stele albe foto si vizuale, cum ar fi Sirius același. stele albastre sunt mai luminoase decât vizual fotografic. Prin urmare, diferența în cantități fotografice și vizuale ale acestor stele va fi negativ. stele galbene și roșii ar fi mai puțin fotografic strălucitoare decât vizual. Prin urmare, diferența dintre magnitudini fotografice și vizuale ale stelelor vor fi pozitive.

determinarea temperaturii și mărimea stelelor din indexul culorilor. stea de culoare poate fi caracterizată pe de o parte, un indicator al culorii sale și pe de altă parte, lungimea de undă a radiației maxime și legea Wien pentru a determina temperatura stelei. Prin urmare, puteți specifica dependența indicelui de culoare pe stele de temperatură. Această relație poate fi exprimată fie prin formulă sau definit grafic. Astfel, culoarea indicatorului de stea pentru a determina temperatura.

Să presupunem că, în plus față de punctul stea (care este definit în termeni de culoare), cunoscută distanța D la steaua (definită ca o paralaxă anuală). Apoi, cunoscând magnitudinea aparentă a stelei, și astfel distanța până la ea, determina magnitudinea sa absolută M

Cunoscând valoarea absolută, vom defini luminozitatea L sale, care este o măsură a energiei stelei radiații. Dar radiația stelei este determinată de temperatura și mărimea acesteia. De aceea, cunoscând luminanță L și temperatura, se poate calcula raza liniară a stelei, exprimată în razele solare. Astfel, cunoscând indicele de culoare și distanța până la steaua, este posibil să se determine mărimea stelei.

După cum știți, la început de metal încălzit devine roșu, apoi galben și în final alb ca temperatura crește. Și, de asemenea, stelele. Roșu - (! Sau albastru), cel mai rece și alb - cea mai tare. Din nou, a izbucnit steaua va avea o culoare corespunzătoare alocată în energia de bază și intensitatea descărcării, la rândul său, depinde de masa stelei. Deci, toate stelele normale mai reci decât sunt de culoare roșie, ca să spunem așa. stele grele - cald și alb, lumina, nonmassive - roșu și relativ rece. Acum știm că temperaturile cele mai ridicate corespund stele albastre, cel mai mic - în roșu. Clarificarea că acest paragraf tratate cu temperaturile suprafeței vizibile a stelei, pentru că așa cum știm deja, în centrul de stele (in nucleele lor), temperatura este mult mai mare, dar este mai mare în stele albastre masive.

Energia emisă de stele este atât de mare încât să le putem vedea pe distanțe mari la care sunt eliminate de la noi: zeci, sute, mii de ani lumină. Energia solară conduce toate mișcările majore ale aerului și a apei din lume. Tot combustibilul pe care le arde - resturile de plante, o dată pentru a absorbi radiațiile de la soare.

Conform conceptelor moderne, radiații de energie stelare determină o reducere a masei lor. În acest sens, trebuie să se înțeleagă că energia și masa - același lucru. Energia radiată este legată cu masa pierdut prin simpla ecuatie E = m. c2, unde c - viteza luminii. Sun pierde milioane de tone fiecare secunda. Cu toate acestea, în 5 miliarde de ani de existență, ea a petrecut doar jumătate din disponibile în intestinele sale a combustibilului nuclear.

Se pune întrebarea: care stelele traiesc mai mult: cele care au o greutate mare și sunt caracterizate prin viteză mare de reacții nucleare, sau cele care sunt cu masă mică, dar emit puțină energie? Se dovedește că rata de apariție a fuziunii nucleare este proporțională cu masa stelei în al patrulea grad. În consecință, stele masive arde mai repede decât nonmassive. Cel mai greu a ars tot hidrogenul din cateva sute de mii de ani, iar stelele roșii de lumină poate străluci, „fără grabă“, zeci de miliarde de ani. Soarele nostru miliarde de la stânga 5 mai, deci este - o stea în vârstă mijlocie și arsuri sale de hidrogen fără prea mult zel.

REFERINȚE

cu Theilers R. Structura și evoluția stelelor. M. 1973

cu Kaplan SA Fizica stele. M. 1977

cu IS Shklovsky Stars. nașterea lor, viață și moarte. M. 1984

cu Masevich AG Tutukov AV Evoluția Stellar: teorie și observație. M. 1988

cu Bisnovatyi-Kogan GS Procesele fizice ale teoriei evoluției stelare. M. 1989