Kako najti število zvezd ob poznavanju svetilnosti. Osnovne značilnosti zvezd. Oglejte si, kaj je "Luminosity" v drugih slovarjih
Vizualno so zvezde opazovalcu na zemlji videti drugače: nekatere svetijo močneje, druge manj.
Vendar to še ne kaže na pravo moč njihovega sevanja, saj so zvezde na različnih razdaljah.
Na primer, modri Rigel iz ozvezdja Orion ima vidno magnitudo 0,11, najsvetlejši Sirius, ki se nahaja v bližini na nebu, pa ima vidno magnitudo minus 1,5.
Vendar Rigel oddaja 2200-krat več vidne energije kot Sirius in je videti šibkejši samo zato, ker je 90-krat dlje od nas kot Sirius.
Tako sama navidezna magnituda ne more biti značilnost zvezde, saj je odvisna od oddaljenosti.
Prava značilnost sevalne moči zvezde je njena svetilnost, to je skupna energija, ki jo zvezda oddaja na časovno enoto.
Svetlost v astronomiji skupna energija, ki jo oddaja astronomski objekt (planet, zvezda, galaksija itd.) na časovno enoto. Merjeno v absolutnih enotah: vati (W) - v mednarodnem sistemu enot SI; erg/s – v sistemu GHS (centimeter-gram-sekunda); ali v enotah sončne jakosti (sončna svetilnost L s = 3,86·10 33 erg/s ali 3,8·10 26 W).
Svetlost ni odvisna od razdalje do predmeta, od nje je odvisna le navidezna magnituda.
Svetilnost je ena najpomembnejših zvezdnih značilnosti, ki omogoča primerjavo različnih vrst zvezd med seboj na diagramih "spekter - svetilnost" in "masa - svetilnost".
kjer je R polmer zvezde, T temperatura njene površine, σ Stefan-Boltzmannova konstanta.
Opozoriti je treba, da so svetilnosti zvezd zelo različne: obstajajo zvezde, katerih svetilnost je 500.000-krat večja od Sonca, in pritlikave zvezde, katerih svetilnost je približno toliko manjša.
Svetlost zvezde lahko merimo v fizikalnih enotah (recimo v vatih), vendar astronomi pogosteje izražajo svetilnost zvezd v enotah sončnega sija.
Prav tako lahko izrazite pravi sij zvezde z uporabo absolutna velikost.
Predstavljajmo si, da smo vse zvezde postavili eno poleg druge in jih gledamo z enake razdalje. Takrat navidezna magnituda ne bo več odvisna od razdalje in bo določena le s sijem.
Standardna razdalja je 10 ps (parsec).
Navidezna magnituda (m), ki bi jo imela zvezda na tej razdalji, se imenuje absolutna magnituda (M).
Tako je absolutna magnituda kvantitativna značilnost svetilnosti predmeta, ki je enaka magnitudi, ki bi jo imel objekt na standardni razdalji 10 parsekov.
Ker je osvetlitev obratno sorazmerna s kvadratom razdalje, potem
kjer je E osvetlitev, ki jo ustvari zvezda, ki je od Zemlje oddaljena r parsek; E 0 - osvetlitev iste zvezde s standardne razdalje r 0 (10 kosov).
Z uporabo Pogsonove formule dobimo:
m – M = -2,5lg(E/E 0) = -2,5lg(r 0 /r) 2 = -5lgr 0 + 5lgr.
to pomeni
M = m + 5lgr 0 - 5lgr.
Za r 0 = 10 kos
M = m + 5 - 5lgr. (1)
Če v (1) r = r 0 = 10 kos, To M = m– z definicijo absolutne velikosti.
Razlika med vidno (m) in absolutno (M) magnitudo se imenuje modul razdalje
m - M = 5 lgr - 5 .
Medtem ko je M odvisen le od lastnega sija zvezde, je m odvisen tudi od razdalje r (v ps) do nje.
Na primer, izračunajmo absolutno magnitudo ene najsvetlejših in nam najbližjih zvezd - Kentavra.
Njegova navidezna magnituda je -0,1, razdalja pa 1,33 ps. Če nadomestimo te vrednosti v formulo (1), dobimo: M = -0,1 + 5 - 5lg1,33 = 4,3.
To pomeni, da je absolutna magnituda Kentavra blizu absolutne magnitude Sonca, enaka 4,8.
Upoštevati je treba tudi absorpcijo zvezdne svetlobe v medzvezdnem mediju. Ta absorpcija oslabi svetlost zvezde in poveča navidezno magnitudo m.
V tem primeru: m = M - 5 + 5lgr + A(r), kjer izraz A(r) upošteva medzvezdno absorpcijo.
Svetlost
Navidezne in absolutne magnitude
Wikipedia
Pomembna »instrumentalna« lastnost trkalnika je njegova svetilnost; Večja kot je, pogosteje prihaja do trkov delcev iz trkov žarkov. Svetlost je odvisna od števila delcev v posameznem žarku in od tega, kako tesno so delci zbrani, to je, kako dobro je žarek fokusiran na točki trka.
Svetilnost L je izražena v cm–2 s–1. Da bi ugotovili, kako pogosto se bo določen proces dogajal na določenem trkalniku, morate presek procesa pomnožiti s svetilnostjo trkalnika. Na primer, pri projektirani svetilnosti LHC, ki je enaka 10 34 cm –2 s –1, je proces proizvodnje Higgsovega bozona z maso 200 GeV s presekom 20 pb (= 2 10 –35 cm 2), se bo pojavilo s povprečno pogostostjo enkrat na pet sekund.
Pogosto se uporablja tudi integralna svetilnost(ali integral svetilnosti), to je svetilnost, pomnožena s časom delovanja pospeševalnika. Običajno se izraža v inverznih pikobarnih (pb–1) ali inverznih femtobarnih (fb–1; 1 fb–1 = 1000 pb–1). Na primer, trkalnik s svetilnostjo 10 34 cm –2 s –1 bo po delovanju »standardnega pospeševalnega leta« (10 milijonov sekund, kar je približno enako štirim mesecem) pridobil integralno svetilnost 100 fb – 1. To pomeni, da se bo nek redek proces s presekom 1 fb v tem času zgodil približno 100-krat (vendar bo zaradi neidealne učinkovitosti detektorja dejansko zabeleženih dogodkov seveda manj).
Metode za izboljšanje svetilnosti
Delci v obročnem pospeševalniku ne letijo v neprekinjenem toku, ampak se delijo na posamezne kompaktne. strdki(v žargonu - "banchy", iz angleščine kup- strdek). Obstaja več možnosti za povečanje svetilnosti pospeševalnikov:
- Povečanje delcev v vsakem strdku. Tu obstaja naravna meja: podobno nabiti delci se potiskajo narazen, zato preprosto ne morete vsebovati preveč delcev v eno grudo.
- Povečanje števila strdkov. Razvijalci LHC so sledili tej poti - pri projektirani svetilnosti bo v njem krožilo 2808 grozdov v vsakem od dveh trčnih žarkov. Čas med trki šopkov bo le 25 ns. To nalaga zelo stroge zahteve glede parametrov detektorja in elektronike, ki bere podatke – navsezadnje je treba v teh 25 ns ne samo registrirati ustvarjene delce, ampak tudi prenesti vse zbrane informacije v računalnike, kot »očisti« detektor in ga pripravi na sprejem nove količine delcev.
- Stiskanje strdkov. Zaradi močnega električnega odboja grozdi letijo vzdolž pospeševalnega obroča v precej redčenem stanju in le v bližini točk trkov so močno stisnjeni s posebnimi fokusirnimi magneti. Res je, da najmanjša dosegljiva prečna velikost kepe ni odvisna samo od lastnosti tega magneta, temveč tudi od tega, koliko delci znotraj kepe "lebdijo", ko se premika v pospeševalniku. Za zatiranje tega plapolanja je treba žarke ohladiti.
Treba je opozoriti, da ni vedno treba težiti k čim večji svetilnosti. Dejstvo je, da če je v vsaki grudi veliko delcev, potem z vsakim trkom dveh prihajajočih grudic istočasno pride do več neodvisnih proton-protonskih trkov. Detektor bo videl sledi vseh teh trkov naenkrat naložene drug na drugega in jih bo še težje razumeti kot v primeru enega samega trka. Ta nezaželen, a neizogiben pojav pri visoki svetilnosti se imenuje piling učinek (nakopičiti).
1. Svetlobni tok
Svetlobni tok je moč sevalne energije, ocenjena z občutkom svetlobe, ki jo proizvaja. Energija sevanja je določena s številom kvantov, ki jih sevalec odda v prostor. Energija sevanja (sevalna energija) se meri v joulih. Količina oddane energije na časovno enoto se imenuje sevalni tok ali sevalni tok. Tok sevanja se meri v vatih. Svetlobni tok je označen z Fe.
kjer je: Qе - energija sevanja.
Za sevalni tok je značilna porazdelitev energije v času in prostoru.
V večini primerov, ko govorimo o porazdelitvi toka sevanja v času, ne upoštevamo kvantne narave pojava sevanja, ampak to razumemo kot funkcijo, ki daje časovno spremembo trenutnih vrednosti sevanja. pretok Ф(t). To je sprejemljivo, ker je število fotonov, ki jih odda vir na časovno enoto, zelo veliko.
Glede na spektralno porazdelitev sevalnega toka delimo vire v tri razrede: s črtastim, trakastim in zveznim spektrom. Tok sevanja vira s črtastim spektrom je sestavljen iz monokromatskih tokov posameznih linij:
kjer je: Фλ - tok monokromatskega sevanja; Fe - tok sevanja.
Pri virih s črtastim spektrom se sevanje pojavlja v precej širokih območjih spektra - pasovi, ki so med seboj ločeni s temnimi intervali. Za karakterizacijo spektralne porazdelitve sevalnega toka z zveznimi in črtastimi spektri se uporablja količina, imenovana spektralna gostota pretoka
kjer je: λ - valovna dolžina.
Spektralna gostota sevalnega toka je značilnost porazdelitve sevalnega toka po spektru in je enaka razmerju elementarnega toka ΔФeλ, ki ustreza neskončno majhnemu območju, do širine tega območja:
Spektralna gostota toka sevanja se meri v vatih na nanometer.
V svetlobni tehniki, kjer je glavni sprejemnik sevanja človeško oko, se za oceno učinkovitosti delovanja sevalnega toka uvaja koncept svetlobnega toka. Svetlobni tok je tok sevanja, ocenjen glede na njegov učinek na oko, katerega relativna spektralna občutljivost je določena s povprečno krivuljo spektralne učinkovitosti, ki jo je odobril CIE.
V svetlobni tehniki se uporablja naslednja definicija svetlobnega toka: svetlobni tok je moč svetlobne energije. Enota za svetlobni tok je lumen (lm). 1 lm ustreza svetlobnemu toku, ki ga v enoti prostorskega kota oddaja točkovni izotropni vir s svetlobno jakostjo 1 kandela.
Tabela 1. Tipične svetlobne vrednosti svetlobnih virov:
| Vrste svetilk | Električna energija, W | Svetlobni tok, lm | Svetlobni izkoristek lm/w |
| 100 W | 1360 lm | 13,6 lm/W | |
| Fluorescentna svetilka | 58 W | 5400 lm | 93 lm/W |
| Visokotlačna natrijeva svetilka | 100 W | 10000 lm | 100 lm/W |
| Nizkotlačna natrijeva svetilka | 180 W | 33000 lm | 183 lm/W |
| Visokotlačna živosrebrna svetilka | 1000 W | 58000 lm | 58 lm/W |
| Metalhalogena svetilka | 2000 W | 190000 lm | 95 lm/W |
Svetlobni tok Ф, ki pade na telo, je razdeljen na tri komponente: telo ga odbije Fρ, absorbira Fα in prenese Fτ. Pri uporabi naslednjih koeficientov: refleksija ρ = Фρ /Ф; absorpcija α =Фα/Ф; prenos τ = Фτ / Ф.
Tabela 2. Svetlobne lastnosti nekaterih materialov in površin
| Materiali ali površine | kvote | Znak refleksije in prenosa | ||
| odsevi ρ | absorpcija α | prenos τ | ||
| Kreda | 0,85 | 0,15 | - | Difuzno |
| Silikatni emajl | 0,8 | 0,2 | - | Difuzno |
| Ogledalo iz aluminija | 0,85 | 0,15 | - | Režija |
| Stekleno ogledalo | 0,8 | 0,2 | - | Režija |
| Matirano steklo | 0,1 | 0,5 | 0,4 | Smerno-raztreseno |
| Organsko mlečno steklo | 0,22 | 0,15 | 0,63 | Smerno-raztreseno |
| Opalno silikatno steklo | 0,3 | 0,1 | 0,6 | Difuzno |
| Silikatno mlečno steklo | 0,45 | 0,15 | 0,4 | Difuzno |
2. Moč svetlobe
Porazdelitev sevanja realnega vira v okoliškem prostoru ni enakomerna. Zato svetlobni tok ne bo izčrpna značilnost vira, če porazdelitev sevanja v različnih smereh okoliškega prostora ni istočasno določena.
Za karakterizacijo porazdelitve svetlobnega toka se uporablja koncept prostorske gostote svetlobnega toka v različnih smereh okoliškega prostora. Prostorska gostota svetlobnega toka, določena z razmerjem svetlobnega toka in prostorskega kota z vrhom v točki, kjer se nahaja vir, znotraj katerega je ta tok enakomerno porazdeljen, se imenuje svetlobna jakost:
kjer je: F - svetlobni tok; ω - prostorski kot.
Enota za svetlobno jakost je kandela. 1 cd.
To je jakost svetlobe, ki jo oddaja v pravokotni smeri površinski element črnega telesa s površino 1:600000 m2 pri temperaturi strjevanja platine.
Enota za svetlobno jakost je kandela, cd je ena od osnovnih veličin v sistemu SI in ustreza svetlobnemu toku 1 lm, enakomerno porazdeljenem znotraj prostorskega kota 1 steradiana (povpr.). Polni kot je del prostora, zaprt znotraj stožčaste ploskve. Polni kotω se meri z razmerjem med površino, ki jo izreže iz krogle poljubnega radija, in kvadratom slednjega.
3. Osvetlitev
Osvetljenost je količina svetlobe ali svetlobnega toka, ki vpade na enoto površine. Označena je s črko E in merjena v luksih (lx).
Enota osvetljenosti lux, lux, ima dimenzijo lumen na kvadratni meter (lm/m2).
Osvetljenost lahko definiramo kot gostoto svetlobnega toka na osvetljeni površini:
Osvetlitev ni odvisna od smeri širjenja svetlobnega toka na površino.
Tukaj je nekaj splošno sprejetih indikatorjev osvetlitve:
Poletje, dan pod vedrim nebom - 100.000 luksov
Ulična razsvetljava - 5-30 luksov
Polna luna v jasni noči - 0,25 luksa
4. Razmerje med svetlobno jakostjo (I) in osvetljenostjo (E).
Inverzni kvadratni zakon
Osvetlitev na določeni točki na površini, pravokotni na smer širjenja svetlobe, je definirana kot razmerje med svetlobno jakostjo in kvadratom razdalje od te točke do vira svetlobe. Če to razdaljo vzamemo kot d, lahko to razmerje izrazimo z naslednjo formulo:
Na primer: če vir svetlobe oddaja svetlobo z jakostjo 1200 cd v smeri, ki je pravokotna na površino na razdalji 3 metre od te površine, potem bo osvetljenost (Ep) na točki, kjer svetloba doseže površino, 1200 /32 = 133 luksov. Če je površina oddaljena 6 m od vira svetlobe, bo osvetljenost 1200/62 = 33 luksov. To razmerje se imenuje "zakon inverznega kvadrata".
Osvetlitev na določeni točki na površini, ki ni pravokotna na smer širjenja svetlobe, je enaka svetlobni jakosti v smeri merilne točke, deljeni s kvadratom razdalje med svetlobnim virom in točko na ravnini, pomnoženi z kosinus kota γ (γ je kot, ki ga tvorita vpadna smer svetlobe in navpičnica na to ravnino).
Zato:
To je zakon kosinusa (slika 1).
riž. 1. Na kosinusni zakon
Za izračun horizontalne osvetljenosti je priporočljivo spremeniti zadnjo formulo tako, da razdaljo d med svetlobnim virom in merilno točko nadomestimo z višino h od svetlobnega vira do površine.
Na sliki 2:
Nato:
Dobimo:
S to formulo se izračuna vodoravna osvetlitev na merilni točki.
riž. 2. Horizontalna osvetlitev
6. Vertikalna osvetlitev
Osvetlitev iste točke P v navpični ravnini, usmerjeni proti svetlobnemu viru, lahko predstavimo kot funkcijo višine (h) svetlobnega vira in vpadnega kota (γ) svetlobne jakosti (I) (slika 3).
svetilnost:
Za površine končnih dimenzij:
Svetilnost je gostota svetlobnega toka, ki ga oddaja svetleča površina. Enota za svetilnost je lumen na kvadratni meter svetleče površine, kar ustreza površini 1 m2, ki enakomerno oddaja svetlobni tok 1 lm. Pri splošnem sevanju je uveden pojem energijske svetilnosti sevajočega telesa (Me).
Enota za energijsko svetilnost je W/m2.
Svetilnost lahko v tem primeru izrazimo preko spektralne energijske gostote svetilnosti sevalnega telesa Meλ(λ)
Za primerjalno oceno reduciramo energijske svetilnosti na svetilnosti nekaterih površin:
Sončna površina - Me=6 107 W/m2;
Žarnica z žarilno nitko - Me=2 105 W/m2;
Površina sonca v zenitu je M=3,1 109 lm/m2;
Žarnica fluorescenčne sijalke - M=22 103 lm/m2.
To je intenzivnost svetlobe, oddane na enoto površine v določeni smeri. Merska enota za svetlost je kandela na kvadratni meter (cd/m2).
Sama površina lahko oddaja svetlobo, kot je površina svetilke, ali odbija svetlobo, ki prihaja iz drugega vira, kot je površina ceste.
Površine z različnimi odbojnimi lastnostmi pri enaki osvetlitvi bodo imele različne stopnje svetlosti.
Svetlost, ki jo oddaja površina dA pod kotom Ф glede na projekcijo te površine, je enaka razmerju jakosti svetlobe, oddane v določeni smeri, do projekcije oddajne površine (slika 4).
riž. 4. Svetlost
Tako svetlobna jakost kot projekcija sevalne površine nista odvisni od razdalje. Zato je svetlost tudi neodvisna od razdalje.
Nekaj praktičnih primerov:
Površinska svetlost sonca - 2000000000 cd/m2
Svetlost fluorescentnih sijalk - od 5000 do 15000 cd/m2
Površinska svetlost polne lune - 2500 cd/m2
Umetna cestna razsvetljava - 30 luksov 2 cd/m2
57.Absolutna magnituda in sij zvezd.
Absolutna magnituda (M) je definirana kot navidezna magnituda predmeta, če bi se nahajal 10 parsecov od opazovalca. Absolutna bolometrična magnituda Sonca je +4,7.
Če sta znani navidezna magnituda in razdalja do predmeta, se lahko absolutna magnituda izračuna po formuli:
kjer je d0 = 10 pc ≈ 32,616 svetlobnih let
V skladu s tem, če sta znani navidezna in absolutna magnituda, je mogoče razdaljo izračunati po formuli 
Absolutna magnituda je povezana s svetilnostjo z naslednjim razmerjem: 
kjer je in je sij in absolutna magnituda Sonca. Običajno = 1
58. Diagram Hertzsprung-Russell spekter-svetilnost
Na samem začetku 20. stol. Danski astronom Hertzsprung in nekoliko kasneje ameriški astrofizik Russell sta ugotovila obstoj povezave med vrsto spektra in sijem zvezd. Ta odvisnost je prikazana z grafom, na eni osi katerega je narisan spektralni razred, na drugi pa absolutna velikost. Takšen graf imenujemo diagram spekter-svetilnost ali Hertzsprung-Russellov diagram.
Položaj vsake zvezde na eni ali drugi točki diagrama je določen z njeno fizično naravo in stopnjo evolucije. Svetlobnost omogoča prepoznavanje različnih skupin zvezd, ki jih združujejo skupne fizikalne lastnosti, in ugotavljanje razmerja med nekaterimi njihovimi fizikalnimi značilnostmi, pomaga pa tudi pri reševanju številnih drugih problemov. Zgornji del diagrama ustreza zvezdam z visoko svetilnostjo. Spodnji del diagrama zasedajo zvezde z nizko svetilnostjo. Na levi strani diagrama so vroče zvezde, na desni pa hladnejše zvezde.
Na vrhu diagrama so zvezde z največjim sijem, tiste, ki se odlikujejo po velikem siju. Zvezde v spodnji polovici diagrama imajo nizko svetilnost in se imenujejo pritlikavke. Diagonala z največ zvezdicami, ki poteka od leve proti dnu proti desni, se imenuje glavno zaporedje. Zvezde se nahajajo vzdolž njega, od najbolj vročih (na vrhu) do najhladnejših (na dnu).
Zvezde so na Hertzsprung-Russellovem diagramu razporejene zelo neenakomerno, kar ustreza obstoju določenega razmerja med svetilnostmi in temperaturami zvezd. Najbolj jasno je izražena pri zvezdah glavnega zaporedja. Vendar pa je na njem mogoče prepoznati vrsto drugih sekvenc, ki imajo bistveno večjo razpršenost kot glavna. To nakazuje, da so nekatere posebne skupine zvezd individualno odvisne.
Obravnavana zaporedja se imenujejo razredi svetilnosti in so označena z rimskimi številkami od I do VII, postavljenimi za imenom spektralnega razreda. Izkazalo se je, da je popolna klasifikacija zvezd odvisna od dveh parametrov: temperature in svetilnosti. Sonce spada v svetilnostni razred V in ima oznako spektra G2V. Ta trenutno sprejeta klasifikacija zvezd se imenuje ICC (Morgana, Kinana, Kelman).
Razred svetilnosti I - nadrejakinje; Te zvezde zavzemajo zgornji del diagrama spekter-svetilnost in so razdeljene na več zaporedij.
Razred svetilnosti II - svetli velikani.
Razred svetilnosti III - velikani.
Razred svetilnosti IV - subgiants. Zadnji trije razredi se na diagramu nahajajo med regijo supergiganta in glavnim zaporedjem.
Razred svetilnosti V - zvezde glavnega zaporedja.
Razred svetilnosti VI - svetli podpritlikavci. Tvorijo zaporedje, ki poteka pod glavnim za približno eno velikost, začenši od razreda A0 na desno.
Razred svetilnosti VII. Bele pritlikavke. Imajo zelo nizko svetilnost in zavzemajo spodnji del diagrama.
Pripadnost zvezde določenemu razredu svetilnosti se ugotavlja na podlagi posebnih dodatnih značilnosti spektralne klasifikacije.
Diagram "spekter - svetilnost"
Tako kot Sonce tudi zvezde osvetljujejo Zemljo, toda zaradi ogromne razdalje do njih je osvetlitev, ki jo ustvarijo na Zemlji, za veliko redov velikosti manjša od osvetlitve sonca. Zaradi tega se pri merjenju osvetlitve zvezd pojavijo tehnične težave. Astronomi izdelajo velikanske teleskope za zaznavanje šibkih emisij zvezd. Večji kot je premer teleskopske leče, temnejše zvezde je mogoče uporabiti za preučevanje. Meritve so pokazale, da na primer Severnica ustvarja osvetlitev Zemljine površine E = 3,8 10 -9 W/m 2, kar je 370 milijard krat manj od osvetlitve, ki jo ustvari Sonce. Razdalja do Severnice je 200 pc ali približno 650 sv. leta (r = b 10 18 m). Zato je svetilnost Polarne zvezde L p = 4πr 2 E = 4 3,14 x (6 10 18 m) 2 3,8 10 -9 W/m 2 = 9,1 10 29 W = 4600 L Kot lahko vidimo, kljub nizki vidni Svetlost te zvezde, njena svetilnost je 4600-krat večja od sonca.
Meritve so pokazale, da so med zvezdami zvezde, ki so stotisočkrat močnejše od Sonca, in zvezde, katerih svetilnost je desettisočkrat manjša od Sončeve.
Meritve površinske temperature zvezd so pokazale, da površinska temperatura zvezde določa njeno vidno barvo in prisotnost spektralnih absorpcijskih črt nekaterih kemičnih elementov v njenem spektru. Tako Sirius sveti belo in njegova temperatura je skoraj 10.000 K. Zvezda Betelgeuse (α Orionis) ima rdečo barvo in površinsko temperaturo okoli 3500 K. Rumeno sonce ima temperaturo 6000 K. Glede na temperaturo, barvo in vrsto spektra so bile vse zvezde razdeljene v spektralne razrede, ki so označeni s črkami O, B, A, F, G, K, M. Spektralna klasifikacija zvezd je podana v spodnji tabeli.
Obstaja še ena zanimiva povezava med spektralnim razredom zvezde in njenim sijajem, ki je predstavljen v obliki diagrama "spekter - sijaj (v sončnih sijah)" (imenovan tudi Hertzsprung-Russellov diagram v čast dveh astronomov - E. Hertzsprunga in G. Russella, ki sta ga zgradila). Diagram jasno prikazuje štiri skupine zvezd.
Glavno zaporedje
Na njej padejo parametri večine zvezd. Naše Sonce je tudi zvezda glavnega zaporedja. Gostota zvezd glavnega zaporedja je primerljiva z gostoto Sonca.
Rdeči velikani
V to skupino sodijo predvsem rdeče zvezde s polmeri, ki so desetkrat večji od Sončevega, na primer zvezda Arktur (α Bootes), katere polmer je 25-krat večji od Sončevega polmera in njen sij je 140-krat.
Nadvelikanke
To so zvezde, katerih svetilnost je več deset in stotisočkrat večja od sonca. Polmeri teh zvezd so stokrat večji od polmera Sonca. Rdeči supervelikani vključujejo Betelgezo (in Orion). Z maso, ki je približno 15-krat večja od Sončeve, je njegov polmer skoraj 1000-krat večji od Sončevega. Povprečna gostota te zvezde je le 2 10 -11 kg/m 3, kar je več kot 1.000.000-krat manj od gostote zraka.
Bele pritlikavke
To je skupina večinoma belih zvezd s svetilnostjo, ki je sto in tisočkrat manjša od Sončeve. Nahajajo se v spodnjem levem kotu diagrama. Te zvezde imajo polmer skoraj stokrat manjši od sončnega in so po velikosti primerljive s planeti. Primer bele pritlikavke je zvezda Sirius B, Siriusov satelit. Z maso, ki je skoraj enaka Soncu, in velikostjo, ki je 2,5-krat večja od velikosti Zemlje, ima ta zvezda velikansko povprečno gostoto - ρ = 3 10 8 kg / m 3.
Da bi razumeli, kako so razložene opažene razlike med zvezdami različnih skupin, se spomnimo razmerja med sijem, temperaturo in polmerom zvezde, ki smo ga uporabili za določanje temperature Sonca.
Primerjajmo dve zvezdi spektralnega razreda K, ena je na glavnem zaporedju (MS), druga je rdeča orjakinja (RG). Imata enako temperaturo - T = 4500 K, njuni svetilnosti pa se razlikujeta tisočkrat:
to pomeni, da so rdeče velikanke več desetkrat večje od zvezd glavnega zaporedja.
Množice zvezd Meriti je bilo mogoče samo za zvezde, ki so del binarnih sistemov. In določili so jih parametri orbit zvezd in obdobje njihove revolucije druga okoli druge z uporabo Keplerjevega tretjega splošnega zakona. Izkazalo se je, da mase vseh zvezd ležijo znotraj območja
0,05M ≤ M ≤ 100M
Pri zvezdah glavnega zaporedja obstaja povezava med maso zvezde in njenim sijem: večja kot je masa zvezde, večji je njen sij.
Tako ima zvezda spektralnega razreda B maso približno M ≈ 20 M in njen sijaj je skoraj 100.000-krat večji od Sonca.
Vir energije iz Sonca in zvezd
Po sodobnih konceptih je vir energije, ki podpira sevanje Sonca in zvezd, jedrska energija, ki se sprošča med termonuklearnimi reakcijami nastajanja (fuzije) jeder helijevih atomov iz jeder vodikovih atomov. Pri fuzijski reakciji nastane jedro atoma helija iz štirih jeder vodikovih atomov (štirje protoni), pri čemer se sprosti energija ΔE = 4,8 10 -12 J, t.i. vezavna energija, dva osnovna delca nevtrinov in dva pozitrona (4H He + 2e + + 2ν + ΔE).
Za potek jedrske reakcije je potrebna temperatura nad nekaj milijoni Kelvinov, pri kateri bi protoni z enakimi naboji, ki sodelujejo v reakciji, prejeli dovolj energije, da bi se približali drug drugemu, premagali električne odbojne sile in se združili v eno novo jedro. Kot rezultat reakcij termonuklearne fuzije nastane helij z maso 0,99 kg iz vodika, ki tehta 1 kg, masni defekt Δm = 0,01 kg in sprosti se energija q = Δmc 2 = 9 10 14 J.
Sedaj lahko ocenimo, koliko časa bodo zadostovale sončne zaloge vodika, da se ohrani opazovani sij Sonca, torej življenjska doba Sonca. Zaloga jedrske energije E = M q = 2 10 30 9 10 14 = 1,8 10 45 J. Če to zalogo jedrske energije delimo s sončno svetilnostjo L, dobimo življenjsko dobo Sonca:
Če upoštevamo, da je Sonce vsaj 70 % sestavljeno iz vodika in se jedrske reakcije odvijajo samo v središču, v sončnem jedru, katerega masa je približno 0,1 M in kjer je temperatura dovolj visoka za termonuklearne reakcije, potem življenjska doba Sonca in zvezd, podobnih Soncu, bo t ≈ 10 10 let
