Две яркие звезды (слева) α Центавра и (справа) β Центавра. Слабая звезда в центре красного круга – Проксима Центавра. Авторы и права: WikiPedia.
В этой серии статей мы исследуем удивительный и необычный мир астрономических технологий, явлений и определений! Скоро вы увидите, о чём мы говорим сегодня: светимость!
Направьте свой взор на случайную звезду на ночном небе. Насколько ярка эта звезда? Да, вы можете измерить её яркость, но это с вашей точки зрения, здесь, на Земле. Яркость, которую вы измеряете, зависит от многих факторов, которые не имеют ничего общего с самой звездой. Та же самая звезда, находящаяся дальше, будет менее яркой. Та же звезда, но с большим количеством межзвёздной пыли перед ней, будет казаться менее яркой. Вы измеряете яркость только в видимом свете – но звезда светится во всём диапазоне, от радио до рентгеновских лучей.
Вот почему астрономы предпочитают использовать не яркость звезды, а её светимость. Светимость – это в некотором смысле истинная яркость объекта. Это мера действительного количества электромагнитной энергии, исходящей от звезды. Она включает все длины волн света, как видимого, так и невидимого. Неважно, сколько там промежуточной пыли. Неважно, как далеко находится звезда.
Это внутренняя, реальная особенность самой звезды. Несмотря на то что мы можем увидеть только ограниченное количество излучения, исходящего от звезды, расчёт светимости обычно включает в себя моделирование общего светового потока.
По умолчанию слово “светимость” является сокращением от словосочетания “болометрическая светимость”, что означает общую светимость по всему электромагнитному спектру. Но иногда астрономы могут ссылаться на светимость в определённом диапазоне длин волн.
Светимость обычно указывается либо в ваттах (джоулях в секунду), либо в отношении светимости Солнца, обозначаемой как L⊙ и определяется как 3,828*1026 Вт. Самые тусклые звёзды во Вселенной будут иметь лишь часть светимости Солнца, в то время как самые яркие звёзды могут быть в сотни тысяч раз ярче.
Яркость звезды также может быть связана с двумя другими важными свойствами: размером и температурой. Если взять простую модель звезды как излучающего чёрного тела, то эти три величины будут связаны уравнением Стефана-Больцмана: светимость пропорциональна площади поверхности, умноженной на температуру в четвёртой степени.
Это простое и понятное уравнение, которое связывает три важных свойства звезды и позволяет астрономам получить понимание всего лишь на основе нескольких основных измерений.
Источник: universetoday.ru
