LUMINOSITÀ

La potenza totale della radiazione di una stella nell'intera gamma dello spettro elettromagnetico è chiamata "luminosità" vera o bolometrica. Ad esempio, la luminosità del Sole è 3,86ґ1026 W. Maggiore è la massa di una stella normale, maggiore è la sua luminosità; aumenta approssimativamente come un cubo di massa. Questo rapporto massa-luminosità è stato trovato per la prima volta dalle osservazioni e successivamente ha ricevuto una giustificazione teorica.

Il flusso di energia proveniente da una stella sulla Terra è chiamato "brillantezza visibile"; dipende non solo dalla vera luminosità della stella, ma anche dalla sua distanza dalla Terra. Una stella a bassa luminosità situata vicino alla Terra può avere più brillantezza di una stella ad alta luminosità a grande distanza.

temperatura dello spettro dell'atmosfera stellare

TEMPERATURA STELLA

Una delle caratteristiche più importanti che determinano lo stato fisico dei corpi celesti è la loro temperatura. Come altri parametri, la temperatura dei luminari è determinata dalla loro radiazione con l'aiuto di alcuni presupposti teorici. In particolare si assume che la sorgente luminosa sia in uno stato di equilibrio termodinamico.

Poiché quest'ultimo non avviene sempre nelle atmosfere delle stelle, la determinazione della temperatura delle stelle con vari metodi può differire notevolmente l'una dall'altra. La temperatura effettiva di una stella è la temperatura di un corpo assolutamente nero, le cui dimensioni sono uguali alle dimensioni della stella e la cui radiazione totale è uguale alla radiazione totale della stella.

La temperatura effettiva di una stella è determinata dalla legge di Stefan-Boltzmann E = oT4. Per determinare la temperatura di una stella utilizzando questa equazione, è necessario calcolare la quantità totale di energia irradiata dalla stella per unità di tempo, scoprire la distanza dalla stella e il suo raggio, utilizzare questi dati per determinare il valore di E e poi la temperatura.

Sulla base della radiazione totale degli strati esterni delle stelle, assumendo che le stelle si irradiano come corpi assolutamente neri, viene determinata la temperatura superficiale delle stelle. Questa temperatura varia da 30.000 a 3.000° per le singole stelle nelle galassie. La temperatura all'interno delle stelle è di milioni di gradi. Per stelle con una temperatura superficiale di 30.000°, la temperatura interna sarà apparentemente dell'ordine di 100.000.000°. Per stelle con una temperatura superficiale di 3000°, la temperatura dell'interno delle stelle è stimata a 10.000.000°.

Il sole ha una temperatura superficiale di 6.000° e una temperatura interna di 13.000.000°. Temperatura di colore e luminosità. La temperatura spettrofotometrica, o di colore, di una stella è la temperatura di un corpo assolutamente nero, che ha la distribuzione relativa più vicina dell'intensità della radiazione a quella osservata nella regione dello spettro in esame. La temperatura di una stella, determinata per diverse parti del suo spettro, può essere diversa in questo caso.

Se la distribuzione relativa dell'intensità della radiazione della stella è nota nell'intero campo visibile, allora la temperatura di colore della stella può essere determinata secondo la legge di Wien: La temperatura della stella secondo la legge di Wien è determinata come segue. Viene costruita una curva di distribuzione dell'energia stellare e la curva teorica con il massimo più vicino, ottenuta dalla teoria della radiazione del corpo nero, viene adattata a questa curva. La posizione del massimo determina la temperatura del colore della stella.

Se la temperatura di una stella viene determinata rispetto alla formula di Planck nell'intero intervallo spettrale, tale temperatura viene chiamata luminosità. I metodi di cui sopra per determinare la temperatura delle stelle sono approssimativi. Le ragioni di ciò sono l'assorbimento nello spettro di divisione dell'energia, in primo luogo, nel fatto che le stelle oscure distorcono l'immagine dello spettro continuo e, in secondo luogo, la natura della radiazione delle stelle differisce dalla radiazione di un corpo completamente nero.

Indice di colore della stella. La temperatura delle stelle determina il loro colore. Sono le stelle di temperatura più alta (dell'ordine di 30.000° in superficie) che hanno un colore bianco-bluastro. Le stelle con una temperatura superficiale di circa 3000° sono rosse.

Il sole con una temperatura di 6000° in superficie ha un colore giallo. Le stelle a temperatura superficiale intermedia sono bianche, bianche giallastre e rosse giallastre. Pertanto, le stelle con temperature diverse ci appaiono colorate in modo diverso. Questo è facile da vedere se guardi attentamente il cielo stellato.

In questo caso, alcune delle stelle ci appariranno bianco-bluastre (Sirius, Vega), altre gialle (Capella, Spica) e, infine, alcune stelle sono rosse (Antares, Aldebaran). Quanto segue viene preso come misura del colore di una stella: viene determinata la brillantezza di una stella fotografata attraverso un filtro blu e la sua brillantezza viene determinata attraverso un filtro giallo.

La differenza tra questi valori è chiamata indice di colore della stella ed è presa come misura del colore della stella. Puoi dare un'altra definizione del colore di una stella: l'indice di colore è la differenza tra la magnitudine fotografica di una stella e la sua magnitudine visivamente osservabile. Quest'ultima definizione si basa sul fatto che la lastra fotografica è più sensibile ai raggi blu e l'occhio è più sensibile al rosso.

Le magnitudini fotografiche e visive delle stelle bianche di tipo Sirio sono le stesse. Le stelle blu saranno fotograficamente più luminose che visivamente. Pertanto, la differenza tra le magnitudini fotografiche e visive di tali stelle sarà negativa. Le stelle gialle e rosse saranno meno luminose fotograficamente che visivamente. Pertanto, la differenza tra le magnitudini fotografiche e visive di tali stelle sarà positiva.

Determinazione della temperatura e delle dimensioni di una stella in base al suo indice di colore. Il colore di una stella può essere caratterizzato, da un lato, dal suo indice di colore, e, dall'altro, dalla lunghezza d'onda della massima radiazione e, secondo la legge di Wien, determinare la temperatura della stella. Pertanto, è possibile indicare la dipendenza dell'indice di colore della stella dalla temperatura. Questa relazione può essere espressa da una formula o data graficamente. Pertanto, l'indice di colore di una stella consente di determinarne la temperatura.

Supponiamo che, oltre alla temperatura della stella (determinata dal suo indice di colore), sia nota la distanza D dalla stella (determinata dalla parallasse annuale). Quindi, conoscendo la magnitudine apparente m della stella e la distanza da essa, determiniamo la sua magnitudine assoluta M.

Conoscendo il valore assoluto, determiniamo la sua luminosità L, che è una misura della radiazione energetica di una stella. Ma la radiazione di una stella è determinata dalla sua temperatura e dimensione. Pertanto, conoscendo la luminosità L e la temperatura, si può calcolare il raggio lineare della stella, espresso in raggi solari. Pertanto, conoscendo l'indice di colore e la distanza dalla stella, è possibile determinare la dimensione della stella.

Libro di testo per la classe 10

Spettri, temperature, luminosità delle stelle e loro distanze

Studiando le stelle, la scienza ha scoperto la loro enorme diversità, sebbene siano tutte simili al Sole in quanto sono sfere di gas incandescente autoluminose che attingono colossali riserve di energia dalle loro profondità. Da un lato, questo dimostra che il nostro Sole nell'Universo non è unico, ma uno degli innumerevoli soli e non si distingue per nulla di speciale da essi. D'altra parte, è stato stabilito che nella diversità delle stelle ci sono alcune regolarità dovute a ragioni fisiche.

I cataloghi stellari contengono le coordinate e le stime di magnitudine non solo di tutte le 6000 stelle visibili ad occhio nudo, ma anche di molte più deboli, fino all'undicesima magnitudine. Il loro numero è di circa un milione. L'atlante fotografico del cielo, ampiamente utilizzato dagli astronomi, mostra stelle fino alla 21a magnitudine. Ce ne sono circa 2 miliardi in tutto il cielo.

§22.1. Spettri, colore e temperatura delle stelle

Gli spettri delle stelle sono estremamente diversi. Quasi tutti sono spettri di assorbimento. Questo è il risultato dell'assorbimento della luce nei gusci esterni delle stelle. Lo studio degli spettri consente di determinare Composizione chimica atmosfere stellari.

Le atmosfere di tutte le stelle sono dominate da idrogeno ed elio. La natura degli spettri delle stelle dipende dalle temperature e dalle pressioni nelle loro atmosfere. Ad alte temperature, le molecole si scompongono in atomi. A temperature ancora più elevate, gli atomi meno durevoli vengono distrutti, si trasformano in ioni, perdendo elettroni. Gli atomi ionizzati di molti elementi chimici, come gli atomi neutri, emettono e assorbono energia di determinate lunghezze d'onda. Confrontando l'intensità delle righe di assorbimento degli atomi e degli ioni degli stessi elemento chimico determinare teoricamente il loro numero relativo. È una funzione della temperatura. Quindi, dalle linee scure degli spettri delle stelle, puoi determinare la temperatura delle loro atmosfere. Ciò integra la possibilità di determinare le temperature delle stelle dalla distribuzione dell'energia nel loro spettro continuo e dalla misurazione dell'energia ricevuta da esse sulla Terra.

Gli spettri delle stelle sono divisi in classi, denotate da lettere e numeri latini (vedi Fig. 88).

Il colore e lo spettro delle stelle sono legati alla loro temperatura. Nelle stelle relativamente fredde predomina la radiazione nella regione rossa dello spettro, motivo per cui hanno un colore rosso. La temperatura delle stelle rosse è bassa. Sale in sequenza mentre passa dal rosso all'arancione, quindi al giallo, giallastro, bianco e bluastro. In questa sequenza, il colore del corpo riscaldato cambia. Gli spettri delle stelle M rosse fredde con una temperatura di circa 3000°K mostrano bande di assorbimento delle molecole biatomiche più semplici, molto spesso ossidi di titanio. Gli spettri di altre stelle rosse sono dominati da ossidi di carbonio o zirconio. Stelle rosse di prima grandezza di classe M - Antares, Betelgeuse. Negli spettri delle stelle gialle di classe G, che includono il Sole (con una temperatura di 6000 °K in superficie), predominano sottili righe di metalli: ferro, calcio, sodio, ecc. La stella del tipo Sole in termini di spettro , colore e temperatura è la brillante Capella nella costellazione dell'Auriga . Negli spettri delle stelle bianche di classe A, come Sirio, Vega e Deneb, le righe dell'idrogeno sono le più forti. Ci sono molte linee deboli di metalli ionizzati. La temperatura di tali stelle è di circa 10.000°K.

Negli spettri delle stelle bluastre più calde, con una temperatura di circa 30.000 K, sono visibili righe di elio neutro e ionizzato. Le temperature della maggior parte delle stelle sono comprese tra 3.000 e 30.000°K. Poche stelle hanno temperature intorno ai 100.000°K.

La fonte di energia ottenuta dalla maggior parte delle stelle e dal Sole sono le reazioni nucleari di conversione dell'idrogeno in elio, che avvengono al loro interno a temperature superiori a 10.000.000°K. (Per ulteriori informazioni su questo, vedere § 30.)

I valori. Di comune accordo, queste scale sono scelte in modo che una stella bianca, come Sirio, abbia la stessa magnitudine su entrambe le scale. La differenza tra le grandezze fotografiche e fotovisive è chiamata indice di colore di una data stella. Per stelle blu come Rigel, questo numero sarà negativo, poiché tali stelle su una lastra ordinaria danno un annerimento maggiore rispetto a una sensibile al giallo.

Per le stelle rosse come Betelgeuse, l'indice di colore raggiunge + 2-3 magnitudini. Questa misura del colore è anche una misura della temperatura superficiale della stella, con le stelle blu che sono molto più calde di quelle rosse.

Poiché gli indici di colore possono essere ottenuti abbastanza facilmente anche per stelle molto deboli, lo sono Grande importanza quando si studia la distribuzione delle stelle nello spazio.

Gli strumenti sono tra gli strumenti più importanti per lo studio delle stelle. Anche lo sguardo più superficiale agli spettri delle stelle rivela che non sono tutte uguali. Le righe di Balmer dell'idrogeno sono forti in alcuni spettri, deboli in altri e del tutto assenti in altri.

Divenne presto chiaro che gli spettri delle stelle possono essere suddivisi in un piccolo numero di classi, passando gradualmente l'una nell'altra. Il corrente classificazione spettraleè stato sviluppato presso l'Osservatorio di Harvard sotto la direzione di E. Pickering.

Inizialmente, le classi spettrali erano designate in lettere latine in ordine alfabetico, ma nel processo di raffinamento della classificazione, sono state stabilite le seguenti designazioni per le classi successive: O, B, A, F, G, K, M. Inoltre, alcune stelle insolite sono combinate nelle classi R, N e S , e i singoli individui che non rientrano affatto in questa classificazione sono designati dal simbolo PEC (peculiare - speciale).

È interessante notare che la disposizione delle stelle per classe è anche una disposizione per colore.

• Le stelle di classe B, a cui appartengono Rigel e molte altre stelle di Orione, sono blu;
• classi O e A - bianco (Sirius, Deneb);
• classi F e G - giallo (Procyon, Capella);
• classi K e M - arancione e rosso (Arcturus, Aldebaran, Antares, Betelgeuse).

Disponendo gli spettri nello stesso ordine, vediamo come il massimo dell'intensità di emissione si sposta dall'estremità viola a quella rossa dello spettro. Ciò indica una diminuzione della temperatura mentre si passa dalla classe O alla classe M. La posizione di una stella nella sequenza è determinata più dalla sua temperatura superficiale che dalla sua composizione chimica. È generalmente accettato che la composizione chimica sia la stessa per la stragrande maggioranza delle stelle, ma diverse temperature e pressioni superficiali causano grandi differenze negli spettri stellari.

Stelle blu di classe O sono i più caldi. La loro temperatura superficiale raggiunge i 100.000°C. I loro spettri sono facilmente riconoscibili dalla presenza di alcune caratteristiche linee luminose o dalla propagazione dello sfondo lontano nella regione dell'ultravioletto.

Sono seguiti direttamente stelle blu di classe B, sono anche molto calde (temperatura superficiale 25.000°C). I loro spettri contengono righe di elio e idrogeno. I primi si indeboliscono, mentre i secondi si rafforzano nel passaggio a classe A.

A classi F e G(una tipica stella di classe G è il nostro Sole) le righe del calcio e di altri metalli, come ferro e magnesio, aumentano gradualmente.

A classe K le linee di calcio sono molto forti e compaiono anche bande molecolari.

Classe M comprende stelle rosse con temperature superficiali inferiori a 3000°C; bande di ossido di titanio sono visibili nei loro spettri.

Classi R, N e S appartengono al ramo parallelo delle stelle fredde i cui spettri contengono altri componenti molecolari.

Per l'intenditore, tuttavia, c'è una grande differenza tra stelle "fredde" e "calde" di classe B. In un preciso sistema di classificazione, ogni classe è suddivisa in molte altre sottoclassi. Le stelle di classe B più calde sono sottoclasse V.O, stelle con una temperatura media per questa classe - k sottoclasse B5, le stelle più fredde - a sottoclasse B9. Le stelle sono direttamente dietro di loro. sottoclasse AO.

Lo studio degli spettri delle stelle si rivela molto utile, poiché consente di classificare grossolanamente le stelle in base alle loro magnitudini assolute. Ad esempio, la stella VZ è una gigante con una magnitudine assoluta di circa -2,5. È possibile, tuttavia, che la stella sia dieci volte più luminosa (valore assoluto - 5,0) o dieci volte più debole (valore assoluto 0,0), poiché è impossibile fornire una stima più accurata dal solo tipo spettrale.

Quando si stabilisce una classificazione degli spettri stellari, è molto importante cercare di separare le giganti dalle nane all'interno di ciascuna classe spettrale o, dove questa divisione non esiste, individuare dalla sequenza normale delle giganti le stelle che hanno una luminosità troppo alta o troppo bassa .

La materia del nostro Universo è organizzata strutturalmente e forma una grande varietà di fenomeni di varie scale con caratteristiche molto diverse Proprietà fisiche. Una delle più importanti di queste proprietà è la temperatura. Conoscendo questo indicatore e utilizzando modelli teorici, si possono giudicare molte caratteristiche di un particolare corpo: le sue condizioni, struttura, età.

La diffusione dei valori di temperatura per vari componenti osservabili dell'Universo è molto ampia. Quindi, il suo valore più basso in natura è registrato per la Nebulosa Boomerang ed è solo 1 K. E quali sono le temperature più alte nell'Universo conosciute oggi, e quali caratteristiche indicano i vari oggetti? Per cominciare, vediamo come gli scienziati determinano la temperatura di corpi cosmici distanti.

Spettri e temperatura

Gli scienziati ottengono tutte le informazioni su stelle lontane, nebulose, galassie studiando la loro radiazione. In base a quale intervallo di frequenze dello spettro cade il massimo della radiazione, la temperatura è determinata come indicatore dell'energia cinetica media posseduta dalle particelle del corpo, perché la frequenza della radiazione è direttamente correlata all'energia. Quindi di più calore nell'Universo dovrebbe riflettere, rispettivamente, la più grande energia.

Le frequenze più alte caratterizzano il massimo dell'intensità della radiazione, più caldo è il corpo in studio. Tuttavia, l'intero spettro della radiazione è distribuito su un intervallo molto ampio e alcune conclusioni generali sulla temperatura, ad esempio, di una stella, possono essere tratte dalle caratteristiche della sua regione visibile ("colore"). La stima finale viene effettuata sulla base dello studio dell'intero spettro, tenendo conto delle bande di emissione e di assorbimento.

Tipi spettrali di stelle

Sulla base delle caratteristiche spettrali, incluso il colore, è stata sviluppata la cosiddetta classificazione delle stelle di Harvard. Comprende sette classi principali, denotate dalle lettere O, B, A, F, G, K, M e diverse altre. La classificazione di Harvard riflette la temperatura superficiale delle stelle. Il Sole, la cui fotosfera è riscaldata fino a 5780 K, appartiene alla classe delle stelle gialle G2. Le stelle blu più calde sono di classe O, le stelle rosse più fredde sono di classe M.

La classificazione di Harvard è integrata dalla classificazione Yerke, o classificazione Morgan-Kinan-Kellman (MKK - dai nomi degli sviluppatori), che divide le stelle in otto classi di luminosità da 0 a VII, strettamente correlate alla massa della stella - dalle ipergiganti alle nane bianche. Il nostro Sole è un nano di classe V.

Utilizzati insieme come assi lungo i quali vengono tracciati i valori di colore - temperatura e valore assoluto - luminosità (indicativi di massa), hanno permesso di costruire un grafico, comunemente noto come diagramma di Hertzsprung-Russell, che ne riflette le principali caratteristiche di stelle nella loro relazione.

Le stelle più calde

Dal diagramma è chiaro che le più calde sono le giganti blu, le supergiganti e le ipergiganti. Sono stelle estremamente massicce, luminose e di breve durata. Le reazioni termonucleari nelle loro profondità procedono molto intensamente, dando origine a una luminosità mostruosa e ad alte temperature. Tali stelle appartengono alle classi B e O oa una classe speciale W (distinta da ampie righe di emissione nello spettro).

Ad esempio, questa Ursa Major (situata alla "fine del manico" del secchio), con una massa 6 volte maggiore del sole, brilla 700 volte più potente e ha una temperatura superficiale di circa 22.000 K. Zeta Orion - il stella Alnitak - che è 28 volte più massiccia dei tempi del Sole, gli strati esterni sono riscaldati a 33.500 K. E la temperatura dell'ipergigante con la massa e la luminosità più alte conosciute (almeno 8,7 milioni di volte più potente del nostro Sole) - R136a1 nella Grande Nube di Magellano - è stimato a 53.000 K.

Tuttavia, le fotosfere delle stelle, per quanto calde siano, non ci daranno un'idea della temperatura più alta dell'universo. Alla ricerca di regioni più calde, devi guardare nelle viscere delle stelle.

Fornaci termonucleari dello spazio

Nei nuclei di stelle massicce schiacciate da una pressione colossale si sviluppano temperature davvero elevate, sufficienti per la nucleosintesi di elementi fino al ferro e al nichel. Pertanto, i calcoli per giganti blu, supergiganti e ipergiganti molto rari danno questo parametro entro la fine della vita di una stella nell'ordine di 10 9 K - un miliardo di gradi.

La struttura e l'evoluzione di tali oggetti non sono ancora ben comprese e, di conseguenza, i loro modelli sono ancora lungi dall'essere completi. È chiaro, tuttavia, che tutte le stelle di grande massa, indipendentemente dalla classe spettrale a cui appartengono, come le supergiganti rosse, devono avere nuclei molto caldi. Nonostante le indubbie differenze nei processi che avvengono all'interno delle stelle, il parametro chiave che determina la temperatura del nucleo è la massa.

resti stellari

Dalla messa a caso generale dipende anche il destino della stella: come andrà a finire percorso di vita. Le stelle di piccola massa come il Sole, avendo esaurito la loro scorta di idrogeno, perdono i loro strati esterni, dopodiché rimane un nucleo degenere dal luminare, in cui non può più andare fusione termonucleare, è una nana bianca. Lo strato sottile esterno di una giovane nana bianca di solito ha una temperatura fino a 200.000 K, e più in profondità c'è un nucleo isotermico riscaldato a decine di milioni di gradi. L'ulteriore evoluzione del nano è al suo graduale raffreddamento.

Le stelle giganti dovranno affrontare un destino diverso: un'esplosione di supernova, accompagnata da un aumento della temperatura già a valori dell'ordine di 10 11 K. Durante l'esplosione diventa possibile la nucleosintesi di elementi pesanti. Uno dei risultati di questo fenomeno è una stella di neutroni, molto compatta, superdensa, con una struttura complessa, il residuo di una stella morta. Alla nascita, è altrettanto caldo, fino a centinaia di miliardi di gradi, ma si raffredda rapidamente a causa dell'intensa radiazione dei neutrini. Ma, come vedremo più avanti, anche una stella di neutroni appena nata non è il luogo dove la temperatura è la più alta dell'Universo.

oggetti esotici lontani

Esiste una classe di oggetti spaziali piuttosto remota (e quindi antica), caratterizzata da temperature del tutto estreme. Secondo le visioni moderne, un quasar è un potente disco di accrescimento formato da una sostanza che cade su di esso a spirale: gas o, più precisamente, plasma. In realtà, questo è un nucleo galattico attivo nella fase di formazione.

La velocità del movimento del plasma nel disco è così elevata che a causa dell'attrito viene riscaldata a temperature elevatissime. Campi magnetici raccolgono la radiazione e parte della materia del disco in due raggi polari - getti espulsi dal quasar nello spazio. Questo è un processo ad altissima energia. La luminosità del quasar è in media sei ordini di grandezza superiore alla luminosità della stella più potente R136a1.

I modelli teorici consentono ai quasar una temperatura effettiva (ovvero insita in un corpo completamente nero che irradia con la stessa luminosità) non superiore a 500 miliardi di gradi (5 × 10 11 K). Tuttavia, recenti studi sul quasar 3C 273 più vicino hanno portato a un risultato inaspettato: da 2×10 13 a 4×10 13 K - decine di trilioni di kelvin. Questo valore è paragonabile alle temperature raggiunte nei fenomeni con il più alto rilascio di energia conosciuto - nei lampi di raggi gamma. Ad oggi, questa è la temperatura più alta mai registrata nell'universo.

Il più caldo di tutti

Va tenuto presente che vediamo il quasar 3C 273 com'era circa 2,5 miliardi di anni fa. Quindi, dato che più guardiamo nello spazio, più epoche lontane del passato osserviamo, alla ricerca dell'oggetto più caldo, abbiamo il diritto di guardare l'Universo non solo nello spazio, ma anche nel tempo.

Se torniamo al momento stesso della sua nascita - circa 13,77 miliardi di anni fa, impossibile da osservare - troveremo un Universo completamente esotico, nel descrivere quale cosmologia si avvicina al limite delle sue possibilità teoriche, associato ai limiti di applicabilità di moderne teorie fisiche.

La descrizione dell'Universo diventa possibile a partire dall'età corrispondente al tempo di Planck di 10-43 secondi. L'oggetto più caldo di questa era è il nostro Universo stesso, con una temperatura di Planck di 1,4 × 10 32 K. E questa, secondo il modello moderno della sua nascita ed evoluzione, è la temperatura massima nell'Universo mai raggiunta e possibile.