«Характеристикой светимости является так называемая абсолютная величина звезды. Видимая звездная величина зависит, с одной стороны, от ее светимости и цвета, с другой - от расстояния до нее. Если отнести какую-либо звезду на условное стандартное расстояние 10пс, то ее величина будет называться «абсолютной». Поясним это примером. Если видимая (относительная) звездная величина Солнца (определяемая потоком излучения от него) равна -26.8, то на расстоянии 10пс (которое приблизительно в 2 млн. раз больше истинного расстояния от Земли до Солнца) его звездная величина будет около +5. На таком расстоянии наше дневное светило казалось бы звездочкой, едва видимой невооруженным глазом (напомним, что самые слабые звезды, видимые невооруженным глазом, имеют величину +6). Звезды высокой светимости имеют отрицательные абсолютные величины, например -7, -5. Звезды низкой светимости характеризуются большими положительными значениями абсолютных величин, например +10, +12 и т.д.

Если известна абсолютная звездная величина, то можно вычислить светимость любой звезды по формуле

lg L = 0,4(M-M

с

)

где: L - светимость звезды, M - ее абсолютная звездная величина, а

Mс- абсолютная звездная величина Солнца» [2].

2.4 Температура

Температура определяет цвет звезды и ее спектр. Так, например, если температура поверхностных слоев звезды 3-4 тыс. К, то ее цвет красноватый, 6-7 тыс. К - желтоватый. Очень горячие звезды с температурой свыше 10-12 тыс. К имеют белый и голубоватый цвет. В астрономии существуют вполне объективные методы измерения цвета звезд. Последний определяется так называемым «показателем цвета», равным разности фотографической и визуальной звездной величины. Каждому значению показателя цвета соответствует определенный тип спектра.

У холодных красных звезд спектры характеризуются линиями поглощения нейтральных атомов металлов и полосами некоторых простейших соединений (например, CN, Н20 и др.). По мер увеличения температуры поверхности в спектрах звезд исчезают молекулярные полосы, слабеют многие линии нейтральных атомов, а также линии нейтрального гелия. Сам вид спектра радикально меняется. Например, у горячих звезд с температурой поверхностных слоев, превышающей 20 тыс. К, наблюдаются преимущественно линии нейтрального и ионизованного гелия, а непрерывный спектр очень интенсивен в ультрафиолетовой части. У звезд с температурой поверхностных слоев около 10 тыс. К наиболее интенсивны линии водорода, в то время как у звезд с температурой около 6 тыс. К. линии ионизированного кальция, расположенные на границе видимой и ультрафиолетовой части спектра. Заметим, что такой вид I имеет спектр нашего Солнца.

2.5 Эффективная температура

Обычно под температурой звезды понимают ее эффективную температуру.

Для определения последней необходимо знать полный поток излучения и радиус звезды. Достаточно точно обе эти величины, а потому и эффективные температуры могут быть измерены лишь для немногих звезд. Для остальных звезд эффективные температуры находят косвенными методами на основании изучения их спектров или показателей цвета с помощью шкалы эффективных звездных температур.

Интересные статьи:

Концепция метаболизма и биологическая картина мира
Введение Растительный и животный мир обладают признаками характерными для живой материи: способны к самовоспроизводству, для них характерны рост, развитие, раздражимость, саморегуляция, обмен веществ с окружающей средой и ряд других пара ...

Строение Вселенной
I. Введение Звездное небо во все времена занимало воображение людей. Почему зажигаются звезды? Сколько их сияет в ночи? Далеко ли они от нас? Есть ли границы у звездной Вселенной? С глубокой древности человек задумывался над этими и многи ...

Солнечная система. Происхождение жизни
Солнце Примерно пять миллиардов лет назад наша солнечная система была газопылевым облаком. Газопылевое облако вращалось, вследствие чего давление и температура в его центре росли. Чем выше была температура, тем интенсивнее испускался све ...