0 просмотров
Рейтинг статьи
1 звезда2 звезды3 звезды4 звезды5 звезд
Загрузка...

62 как астрономы называют звезды невысокой светимости. Светимость звезды. Звезды. тайна падающей звезды

Содержание

62 как астрономы называют звезды невысокой светимости. Светимость звезды. Звезды. тайна падающей 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.

Статья в тему:  Благоприятные дни в июле месяце года. Осторожно: в июле есть несколько неблагоприятных лунных дней

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!

Статья в тему:  Что положено и какие права есть у военнослужащих по контакту и их семьям

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.

Для краткости выражение «звездная величина» после соответствующего числа записывают в виде верхнего индекса m (от лат. magnitudo – величина). Например, выражение «5 звездных величин» астроном запишет как 5 m .

Статья в тему:  Что чувствуешь когда скучаешь. Почему мы скучаем? Не будь всегда доступной для встреч

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

L1/L2 = 2,512 m2-m1 или m1-m2 = -2,5·lg(L1/L2)

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.

Величины звезд, которые могут наблюдать космические и крупнейшие наземные телескопы, приближаются к 30 m .

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).

В результате измерений выяснилось, что у некоторых исключительно ярких звезд блеск сильнее, чем у звезд первой величины; пришлось присвоить им нулевую и даже отрицательную звездную величину. Так, блеск Сириуса равен -1,5 m .

В звездных величинах можно измерять блеск не только звезд, но и планет, Луны, Солнца, вообще любых небесных светил. Поток света от Солнца соответствует -26,8 m , а от Луны в полнолуние он составляет -12,7 m .

Статья в тему:  Что означает если белый язык. Налет на языке: причина возникновения

На темном небе при нормальном зрении невооруженный глаз видит звезды до 6 m , и таких звезд на всем небе около 5000; их называют яркими, и они входят в специальный Каталог ярких звезд. Слабых звезд намного больше, чем ярких. В каталог B1.0 Морской обсерватории США входят звезды примерно до 21 m , и всего в нем около миллиарда звезд.

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).

Статья в тему:  Арктическая экспедиция Полюс Холода. Начало. Увлекательный тур в Арктику: поездка во льды. Зачем нужны экспедиции в арктику

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 звезды можно оценить, сравнив ее звездные величины, измеренные приборами, чувствительными к различным областям спектра. Для этого вычисляют показатель цвета – разность соответствующих звездных величин. Например, из фотографической (mpg) и визуальной (mv) звездной величины можно составить показатель цвета (CI – color index): CI = mpg — mv.

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.

Статья в тему:  Бывали случаи когда очень быстро. Шар взорвался по вине рабочего

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.

Солнце – ближайшая звезда. Из других звезд ближе всего к нам тройная система – яркая двойная звезда α Кентавра и ее слабенький спутник Проксима Кентавра, причем Проксима из этих трех самая близкая — она еще чуть-чуть ближе к нам, чем α Кентавра, чем и заслужила свое название: латинское proxima означает «ближайшая». Она дает нам пример того, что видимый блеск определяется не только расстоянием до звезды: Проксима чуть ближе к нам, чем α Кентавра, но слабее каждого из ее компонентов примерно на 10 m . Расстояние от Земли до Проксимы 267 000 а. е. Как видим, для измерения расстояний до звезд астрономическая единица оказывается слишком мелкой.

Статья в тему:  Что можно сделать из охотничьих спичек. Охотничьи спички: надежный источник огня при дожде и ветре. Свойства охотничьих спичек

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:

M = m + 5 — 5·lg r — A,

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.

Статья в тему:  Арденнская операция итоги. Битва в Арденнах: как это было. Арденское наступлене вермахта

Абсолютная визуальная величина Солнца равна примерно +5. Следовательно, если бы Солнце находилось от нас на «стандартном» расстоянии 10 пк, то его можно было бы заметить невооруженным глазом, но оно затерялось бы среди множества других звезд пятой величины. А если на «стандартное» расстояние приблизить Ригель (β Ориона), он стал бы звездой -7,5 m ; таких ярких звезд на нашем ночном небе вовсе нет.

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.

У большинства звезд абсолютные величины лежат в диапазоне от -10 до +20. Различие на 30 абсолютных звездных величин означает различие в светимости в триллион (10 12 ) раз. Как видим, звезды различаются по светимости чрезвычайно сильно.

Что такое светимость звезд?

Термоядерные реакции внутри звезд сопровождаются выбросами энергии. Светимостью же называют физическую величину, которая отражает, сколько именно энергии производит небесное тело за определенное время.

Статья в тему:  Болезнь или особенность характера? Не переживайте по пустякам… Все это мелочи жизни

Её часто путают с другими параметрами, например, с яркостью звезд на ночном небе. Однако яркость или же видимая величина – это примерная характеристика, которая никак не измеряется. Она во многом связана с удаленностью светила от Земли и описывает только то, насколько хорошо звезда видна на небосклоне. Чем меньше цифра этой величины, тем больше её видимая яркость.

В отличие от неё, светимость звезд – это объективный параметр. Он не зависит от того, где находится наблюдатель. Это характеристика звезды, определяющая её энергетическую мощность. Она может изменяться в разные периоды эволюции небесного тела.

Приближенной к светимости, но не тождественной, является абсолютная звездная величина. Она обозначает яркость светила, видимую наблюдателю на расстоянии 10 парсек или 32,62 световых лет. Обычно она используется для вычисления светимости звезд.

Чтобы получить доступ к этому и другим видеоурокам комплекта, вам нужно добавить его в личный кабинет, приобрев в каталоге.

Получите невероятные возможности

Конспект урока «Основные характеристики звёзд»

На одном из прошлых уроков мы с вами говорили о том, что всю информацию о звёздах мы получаем лишь на основе приходящего от них излучения. Все звёзды, как и наше Солнце, излучают свет потому, что их наружные слои сильно нагреты и имеют температуру равную многим тысячам градусов. Звезда излучает свет так же, как и любое нагретое тело, например нить накаливания в электрической лампе. При этом чем выше температура нити накаливания, тем более белый свет она излучает. Аналогично и с излучением звёзд: чем выше температура звезды, тем более голубоватым выглядит её свечение (как, например, у Плеяд — рассеянного звёздного скопления в созвездии Тельца).

Статья в тему:  Чередование согласных ц ч примеры. Вопросы для самопроверки. Чередование согласных с нулем звука

И наоборот, холодные звёзды кажутся нам красноватыми. Это хорошо заметно на примере такого гиганта, как Бетельгейзе. Её температура составляет всего около 3600 К.

Изучение различных типов звёзд показало, что их температура заключена в пределах от 2000 до 60 000 К. Также было установлено, что изменение температуры меняет состояние атомов и молекул в атмосфере звёзд, что отражается в их спектрах. С учётом видов спектральных линий и их интенсивности строится спектральная классификация звёзд.

Современная спектральная классификация звёзд была создана в 20-е годы ХХ века в Гарвардской обсерватории (США). В ней спектральные типы принято обозначать большими буквами латинского алфавита в порядке, соответствующем убыванию температуры: O, B, A, F, G, K, M.

Звёзды, принадлежащие классу О, являются очень горячими, с температурой 30—60 тыс. К. При такой высокой температуре наибольшая интенсивность излучения приходится на ультрафиолетовую область спектра. Поэтому такие звёзды имеют ярко выраженный голубой оттенок. Типичным представителем является звезда Беллатрикс в созвездии Ориона.

К классу В относятся звёзды, температура которых колеблется 10—30 тыс. К. Они имеют голубовато-белый цвет. В качестве примера звезды данного класса можно привести Регул из созвездия Льва.

Звёзды белого цвета, с температурой поверхности 7500—10 000 К относятся к классу А. Их типичным представителем является Сириус — самая яркая звезда ночного неба.

К классу F принадлежат звёзды, температура которых 6000—7500 К. Они имеют жёлто-белый цвет. Примером звезды этого класса является Альтаир в созвездии Орла.

Статья в тему:  Арденнская операция итоги. Битва в Арденнах: как это было. Арденское наступлене вермахта

Жёлтые звёзды, с температурой поверхности 5000—6000 К относятся к классу G. Известным представителем этого класса является наше Солнце.

Звёзды, принадлежащие классу К, обладают оранжевым цветом. А температура их поверхности 3500—5000 К. К данному классу звёзд относится Альдебаран из созвездия Тельца.

И, наконец, класс М. В нём «обитают» холодные звёзды с минимальной температурой 2000—3500 К. Их цвет — ярко-красный, иногда тёмно-оранжевый. В качестве примера можно привести Бетельгейзе — красного сверхгиганта из созвездия Ориона.

По мере усовершенствования методов наблюдения за звёздами и их спектрами Гарвардская спектральная классификация дополнялась и расширялась. Поэтому астрономы стали выделять дополнительные спектральные классы для некоторых классов небесных тел. Так, например, буквой Q стали обозначать спектральные классы новых (молодых) звёзд. Спектры планетарных туманностей причислили к классу Р. А буквой W стали обозначать спектры звёзд типа Вольфа — Райе — это очень тяжёлые горячие звёзды, температура превышает звёзды O класса и достигает 100 000 К.

Выделяют в отдельные классы также углеродные звёзды (C класс), циркониевые звёзды (класс S) и белые карлики (класс D).

В 1995 году были впервые были обнаружены звёзды, температура которых не превышала 2000 К — коричневые карлики. Так появились спектральные классы L, Т и Y. Причём класс Y появился относительно недавно — в августе 2011 года. К нему относятся ультрахолодные коричневые карлики, с температурой поверхности 300—500 К.

Статья в тему:  Бывали случаи когда очень быстро. Шар взорвался по вине рабочего

Тонкие различия внутри каждого класса дополнительно подразделяют на 10 подклассов — от 0 (самые горячие) до 9 (самые холодные). Лишь спектральный класс O делится на меньшее количество подклассов: от 4 до 9,5. Например, наше Солнце принадлежит к спектральному классу G2.

Ещё одним фактором, влияющим на вид спектра звезды, является её светимость, которая не учитывается в Гарвардской классификации. Хотя различия в светимостях приводят к различию в спектрах звёзд-гигантов и карликов одинаковых Гарвардских спектральных классов. Поэтому в 1943 году в Йеркской обсерватории была разработана ещё одна классификация (МКК), которая учитывает светимость звёзд. С учётом двух классификаций наше Солнце имеет спектральный класс (G2V).

В начале ХХ века американский астроном Норрис Рассел и датский астроном Эйнар Герцшпрунг независимо друг от друга обнаружили существование зависимости между видом спектра и светимостью звёзд. Оказалось, что если по оси ординат откладывать светимости звёзд, а по оси абсцисс — их температуру, то звезды делятся на чётко выраженные группы — последовательности.

Посередине, с верхнего левого в нижний правый угол, тянется главная последовательность — ряд обычных, карликовых звёзд, составляющих около 90 % от всех звёзд во Вселенной. Здесь же располагается и наше Солнце.

В верхнем правом углу собрались звёзды, которые очень яркие, но температура их фотосферы достаточно низкая (на это указывает их красный цвет). Они образуют последовательность красных гигантов.

Статья в тему:  Болезнь или особенность характера? Не переживайте по пустякам… Все это мелочи жизни

В верхней части диаграммы располагается последовательность сверхгигантов. Это звёзды с очень высокой светимостью, низкой плотностью и в десятки и сотни раз большими диаметрами, чем у Солнца.

А под главной последовательностью расположены горячие звёзды со слабой светимостью. Это последовательность белых карликов. Их размеры сравнимы с размерами Земли, а массы близки к массе Солнца.

Данная диаграмма называется диаграммой «спектр — светимости» или диаграммой Герцшпрунга — Рассела.

По мере развития астрофизики было установлено, что звёзды отличаются друг от друга не только цветом и температурой. Как показали наблюдения, многие из них образуют пары или являются членами сложных систем. При этом только в нашей Галактике примерно половина всех звёзд принадлежит к двойным системам.

Двойными звёздами называют близко расположенные пары звёзд.

Среди звёзд, которые видны на небе рядом, различают оптические двойные и физические двойные звёзды. В первом случае две звезды проецируются на небесную сферу рядом друг с другом. Хотя в действительности расстояние между ними может достигать миллионов световых лет.

А вот физические двойные звёзды действительно расположены в пространстве рядом друг с другом. Они не только связаны между собой силами тяготения, но и обращаются около общего центра масс.

Наблюдения за двойными звёздами и оценка их масс для различных типов показали, что:

· массы звёзд колеблются от 0,03 до 60 масс Солнца. Причём наибольшее количество звёзд имеет массу от 0,4 до 3 масс Солнца;

Статья в тему:  Что положено и какие права есть у военнослужащих по контакту и их семьям

· существует зависимость между массами звёзд и их светимостями, что даёт возможность оценивать массы одиночных звёзд. Так, если масса звезды лежит в интервале от 0,5 до 10 масс Солнца, то её светимость пропорциональна 4 степени массы. Если же масса звезды больше 10 масс Солнца, — то 2 степени.

Помимо одиночных и двойных звёздных систем, выделяются также кратные системы, в которых число звёзд больше двух. Существуют звёзды тройные, четверные и даже более высокой кратности. Примером кратных звёзд может служить тройная звезда α Центавра. Причём, что интересно, одна из компонент — Проксима — является ближайшей к Земле звездой после Солнца.

А теперь давайте зададимся вопросом: откуда же звёзды, в том числе и наше Солнце, черпают энергию в течение миллионов и миллиардов лет? Этот вопрос волновал учёных не одно десятилетие (и даже столетие). Для ответа на него порой выдвигались самые невероятные гипотезы. Например, Уильям Гершель считал, что Солнце — это холодное и твёрдое тело, которое окружено огромным огненным океаном. Правда, вот не задача, такой океан должен был бы полностью выгореть через несколько тысяч лет после начала горения.

Герман Гельмгольц предполагал, что увеличение внутренней энергии и как следствие увеличение температуры Солнца происходит из-за его медленного гравитационного сжатия. Чтобы компенсировать потери энергии на излучение, достаточно было бы, чтобы диаметр Солнца ежегодно уменьшался на 75 метров. Но в этом случае срок «службы» Солнца составил бы несколько миллионов лет. Однако наша звезда живёт уже более 4,5 млрд миллиардов лет и планирует прожить ещё столько же.

Статья в тему:  Арктическая экспедиция Полюс Холода. Начало. Увлекательный тур в Арктику: поездка во льды. Зачем нужны экспедиции в арктику

Лишь в 30-х годах ХХ в. американский астрофизик Ханс Альбрехт Бете высказал предположение о том, что энергию Солнце получает за счёт термоядерных реакций, происходящих в его недрах. Им же был открыт водородный (или протон-протонный) цикл — цепочка из трёх термоядерных реакций, приводящая к образованию гелия из водорода:

Обратите внимание на то, что для образования двух ядер , необходимых для третьей реакции, первые две должны произойти дважды.

Чтобы представить, какое огромное количество энергии выделяется Солнцем в результате превращения водорода в гелий, достаточно знать, что в среднем оно теряет примерно 4 миллиона тонн водорода в секунду! На первый взгляд, эта просто огромная величина. Однако она ничтожна, по сравнению с полной массой Солнца. А расчёты специалистов показывают, что «топлива» в его недрах достаточно для поддержания термоядерных реакций ещё в течение примерно 5 миллиардов лет. После этого в недрах Солнца начнутся необратимые реакции, которые приведут к его гибели.

Характеристика звезд

Для описания яркости звездных небесных тел используют величину и светимость. Понятие величины основывается еще на работах Гиппарха в 125 году до н.э. Он пронумеровал звездные группы, полагаясь на видимую яркость. Самые яркие – первая величина, и так до шестой. Однако расстояние между Землей и звездой способно влиять на видимый свет, поэтому сейчас добавляют описание фактической яркости – абсолютная величина. Ее вычисляют при помощи видимой величины, как если бы она составляла 32.6 световых лет от Земли. Современная шкала величин поднимается выше шести и опускается ниже единицы (видимая величина Сириуса достигает -1.46). Ниже можете изучить список самых ярких звезд на небе с позиции наблюдателя Земли.

Ссылка на основную публикацию
Статьи c упоминанием слов:
Adblock
detector