Die Leuchtkraft von Sternen ist die absolute Helligkeit. Sternleuchtkraft, Größe

Stellen Sie sich vor, dass irgendwo draußen auf dem Meer in der Dunkelheit der Nacht ein Licht leise flackert. Wenn Ihnen ein erfahrener Segler nicht erklärt, was es ist, wissen Sie oft nicht: Es handelt sich entweder um eine Taschenlampe am Bug eines vorbeifahrenden Bootes oder um einen leistungsstarken Suchscheinwerfer von einem entfernten Leuchtturm.

In einer dunklen Nacht befinden wir uns in derselben Position und betrachten die funkelnden Sterne. Ihre scheinbare Brillanz hängt auch von ihrer wahren Lichtstärke ab, genannt Helligkeit, und aus ihrer Entfernung zu uns. Nur die Kenntnis der Entfernung zum Stern ermöglicht die Berechnung seiner Leuchtkraft im Vergleich zur Sonne. Beispielsweise wird die Leuchtkraft eines Sterns, der in Wirklichkeit zehnmal weniger hell ist als die Sonne, mit 0,1 ausgedrückt.

Die wahre Intensität des Lichts eines Sterns kann noch anders ausgedrückt werden, indem man berechnet, wie groß er uns erscheinen würde, wenn er sich in einer Standardentfernung von 32,6 Lichtjahren von uns befände, also in einer Entfernung, in der sich das Licht mit einer Geschwindigkeit von 300.000 Lichtjahren fortbewegt km/sec, hätte es in dieser Zeit geschafft.

Die Verwendung eines solchen Standardabstands hat sich für verschiedene Berechnungen als praktisch erwiesen. Die Helligkeit eines Sterns variiert wie bei jeder Lichtquelle umgekehrt proportional zum Quadrat der Entfernung von ihm. Dieses Gesetz ermöglicht es uns, die absolute Helligkeit oder Leuchtkraft von Sternen zu berechnen und dabei die Entfernung zu ihnen zu kennen.

Als die Entfernungen zu den Sternen bekannt wurden, konnten wir ihre Leuchtstärken berechnen, das heißt, wir konnten sie sozusagen aneinanderreihen und unter den gleichen Bedingungen miteinander vergleichen. Man muss zugeben, dass die Ergebnisse erstaunlich waren, da man früher davon ausging, dass alle Sterne „unserer Sonne ähnlich“ seien. Die Leuchtkraft der Sterne erwies sich als erstaunlich vielfältig und kann in unserer Linie mit keiner Pionierlinie verglichen werden.

Wir werden nur extreme Beispiele für die Leuchtkraft in der Welt der Sterne nennen.

Der schwächste, der seit langem bekannt ist, war ein Stern, der 50.000 Mal schwächer als die Sonne ist und dessen absoluter Leuchtkraftwert +16,6 beträgt. Später wurden jedoch noch schwächere Sterne entdeckt, deren Leuchtkraft im Vergleich zur Sonne millionenfach geringer ist!

Die Dimensionen im Weltraum täuschen: Deneb von der Erde leuchtet heller als Antares, aber die Pistole ist überhaupt nicht sichtbar. Für einen Beobachter von unserem Planeten scheinen sowohl Deneb als auch Antares im Vergleich zur Sonne einfach unbedeutende Punkte zu sein. Wie falsch das ist, lässt sich anhand einer einfachen Tatsache beurteilen: Eine Waffe strahlt pro Sekunde so viel Licht aus wie die Sonne in einem Jahr!

Am anderen Rand steht die Sternenreihe „S“ von Golden Fish, nur in den Ländern der südlichen Hemisphäre der Erde als Sternchen sichtbar (also ohne Teleskop nicht einmal sichtbar!). Tatsächlich ist es 400.000 Mal heller als die Sonne und sein absoluter Leuchtkraftwert beträgt -8,9.

Absolut Der Leuchtkraftwert unserer Sonne beträgt +5. Nicht so viel! Aus einer Entfernung von 32,6 Lichtjahren könnten wir ihn ohne Fernglas nur schwer erkennen.

Wenn die Helligkeit einer gewöhnlichen Kerze mit der Helligkeit der Sonne gleichgesetzt wird, dann ist das „S“ von Dorado im Vergleich dazu ein starker Scheinwerfer, und der schwächste Stern ist schwächer als das erbärmlichste Glühwürmchen.

Die Sterne sind also entfernte Sonnen, aber ihre Lichtintensität kann völlig anders sein als die unseres Sterns. Im übertragenen Sinne müsste der Austausch unserer Sonne gegen eine andere mit Vorsicht erfolgen. Im Licht des einen würden wir blind werden, im Licht des anderen würden wir wie in der Dämmerung umherirren.

Größenordnungen

Da die Augen das erste Messinstrument sind, müssen wir die einfachen Regeln kennen, die unsere Schätzungen der Helligkeit von Lichtquellen bestimmen. Unsere Einschätzung von Helligkeitsunterschieden ist eher relativ als absolut. Wenn wir zwei schwache Sterne vergleichen, sehen wir, dass sie sich merklich voneinander unterscheiden, aber bei zwei hellen Sternen bleibt der gleiche Helligkeitsunterschied für uns unbemerkt, da er im Vergleich zur Gesamtmenge des emittierten Lichts unbedeutend ist. Mit anderen Worten: Unsere Augen bewerten relativ, und nicht absolut Unterschied im Glanz.

Hipparchos war der erste, der mit bloßem Auge sichtbare Sterne entsprechend ihrer Helligkeit in sechs Klassen einteilte. Später wurde diese Regel etwas verbessert, ohne das System selbst zu ändern. Die Helligkeitsklassen wurden so verteilt, dass ein Stern der 1. Größe (der Durchschnitt von 20) hundertmal mehr Licht erzeugen würde als ein Stern der 6. Größe, der für die meisten Menschen an der Grenze der Sichtbarkeit liegt.

Eine Differenz von einer Größenordnung entspricht dem Quadrat von 2,512. Eine Differenz von zwei Größen entspricht 6,31 (2,512 zum Quadrat), eine Differenz von drei Größen entspricht 15,85 (2,512 zur dritten Potenz), eine Differenz von vier Größen entspricht 39,82 (2,512 zur vierten Potenz) und eine Differenz von fünf Magnituden entsprechen 100 (2,512 zum Quadrat).

Ein Stern der sechsten Größe spendet uns hundertmal weniger Licht als ein Stern der ersten Größe, und ein Stern der 11. Größe gibt uns zehntausendmal weniger Licht. Wenn wir einen Stern der 21. Größe nehmen, dann wird seine Helligkeit weniger als das 100.000.000-fache betragen.

Wie bereits klar ist - der absolute und relative Fahrwert,
Die Dinge sind völlig unvergleichlich. Für einen „relativen“ Beobachter von unserem Planeten sieht Deneb im Sternbild Schwan etwa so aus. Tatsächlich würde die gesamte Erdumlaufbahn jedoch kaum ausreichen, um den Umfang dieses Sterns vollständig einzuschließen.

Um Sterne richtig zu klassifizieren (und sie unterscheiden sich alle voneinander), müssen Sie sorgfältig sicherstellen, dass im gesamten Intervall zwischen benachbarten Sterngrößen ein Helligkeitsverhältnis von 2,512 eingehalten wird. Es ist unmöglich, solche Arbeiten mit bloßem Auge durchzuführen. Dazu sind spezielle Werkzeuge erforderlich Photometer Pickering, wobei der Nordstern oder sogar ein „durchschnittlicher“ künstlicher Stern als Standard verwendet wird.

Zur Vereinfachung der Messungen ist es außerdem notwendig, das Licht sehr heller Sterne abzuschwächen; Dies kann entweder mit einem Polarisationsgerät oder mit Hilfe von erreicht werden Photometrischer Keil.

Rein visuelle Methoden, selbst mit Hilfe großer Teleskope, können unsere Größenskala nicht auf schwache Sterne erweitern. Darüber hinaus sollten (und können) visuelle Messmethoden nur direkt am Teleskop durchgeführt werden. Daher wird in unserer Zeit bereits auf die rein visuelle Klassifizierung verzichtet und auf die Methode der Photoanalyse zurückgegriffen.

Wie kann man die Lichtmenge vergleichen, die eine Fotoplatte von zwei Sternen unterschiedlicher Helligkeit empfängt? Damit sie gleich aussehen, muss das Licht des helleren Sterns um einen bekannten Betrag abgeschwächt werden. Am einfachsten geht das, indem man die Blende vor dem Teleskopobjektiv platziert. Die in das Teleskop eintretende Lichtmenge variiert je nach Linsenfläche, sodass die Schwächung des Lichts jedes Sterns genau gemessen werden kann.

Wählen wir einen Stern als Standardstern und fotografieren ihn mit der vollen Öffnung des Teleskops. Dann legen wir fest, welche Blende bei einer bestimmten Belichtung verwendet werden sollte, um bei der Aufnahme eines helleren Sterns das gleiche Bild wie im ersten Fall zu erhalten. Das Verhältnis der Flächen der verkleinerten und vollen Löcher ergibt das Verhältnis der Helligkeit der beiden Objekte.

Diese Messmethode ergibt für jeden Stern im Bereich der 1. bis 18. Größe einen Fehler von nur 0,1 Magnitude. Die so erhaltenen Größen werden aufgerufen fotovisuell.

Strahlung, die von einem kleinen Bereich einer leuchtenden Oberfläche einer Flächeneinheit abgegeben wird. Sie entspricht dem Verhältnis des von der betrachteten kleinen Fläche ausgehenden Lichtstroms zur Fläche dieser Fläche:

wobei dΦ der von einer Oberfläche mit der Fläche d emittierte Lichtstrom ist S. Die Leuchtkraft wird in lm/m² gemessen. 1 lm/m² ist die Leuchtkraft einer Fläche mit einer Fläche von 1 m2, die einen Lichtstrom von 1 lm abgibt.

Die Leuchtkraft hängt nicht von der Entfernung zum Objekt ab; nur die scheinbare Helligkeit hängt davon ab. Die Leuchtkraft ist eine der wichtigsten Sterneigenschaften und ermöglicht den Vergleich verschiedener Sterntypen anhand der Diagramme „Spektrum – Leuchtkraft“ und „Masse – Leuchtkraft“. Die Leuchtkraft eines Sterns kann mit der Formel berechnet werden:

Wo R- Radius des Sterns, T ist die Temperatur seiner Oberfläche, σ ist der Stefan-Boltzmann-Koeffizient.

Collider-Leuchtkraft

In der experimentellen Teilchenphysik Helligkeit wird als Beschleuniger- oder Kolliderparameter bezeichnet, der die Intensität der Kollision von Teilchen zweier kollidierender Strahlen oder Teilchen eines Strahls mit Teilchen eines festen Ziels charakterisiert. Die Leuchtkraft L wird in cm−2 s−1 gemessen. Wenn der Reaktionsquerschnitt mit der Leuchtkraft multipliziert wird, erhält man die durchschnittliche Häufigkeit dieses Prozesses an einem bestimmten Collider.

Anmerkungen

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Schaut man in den Sternenhimmel, fällt sofort auf, dass sich die Sterne stark in ihrer Helligkeit unterscheiden – manche leuchten sehr hell, sie sind gut erkennbar, andere sind mit bloßem Auge nur schwer zu unterscheiden.

Schon der antike Astronom Hipparchos schlug vor, die Helligkeit von Sternen zu unterscheiden. Die Sterne wurden in sechs Gruppen eingeteilt: Die erste umfasst die hellsten – das sind Sterne der ersten Größe (abgekürzt – 1 m, vom lateinischen magnitudo – Helligkeit), schwächere Sterne – die zweite Größe (2 m) und so weiter bis zur sechsten Gruppe - mit bloßem Auge kaum sichtbare Sterne. Die Sterngröße charakterisiert die Brillanz eines Sterns, also die Beleuchtung, die der Stern auf der Erde erzeugt. Die Brillanz eines 1-m-Sterns ist 100-mal größer als die Brillanz eines 6-m-Sterns.

Anfangs wurde die Helligkeit von Sternen nur ungenau mit dem Auge bestimmt; Später, mit dem Aufkommen neuer optischer Instrumente, begann man, die Leuchtkraft genauer zu bestimmen und weniger helle Sterne mit Größen über 6 wurden bekannt (Das leistungsstärkste russische Teleskop – ein 6-Meter-Reflektor – ermöglicht die Beobachtung von Sternen bis zur 24 Größe.)

Mit zunehmender Messgenauigkeit und dem Aufkommen fotoelektrischer Photometer nahm die Genauigkeit der Messung der Helligkeit von Sternen zu. Sterngrößen wurden zunehmend durch Bruchzahlen bezeichnet. Die hellsten Sterne sowie Planeten haben eine Helligkeit von null oder sogar negativ. Beispielsweise hat der Mond bei Vollmond eine Helligkeit von -12,5 und die Sonne eine Helligkeit von -26,7.

Im Jahr 1850 leitete der englische Astronom N. Posson die Formel ab:

E1/E2=(5v100)m3-m1?2,512m2-m1

Dabei sind E1 und E2 die von Sternen auf der Erde erzeugten Beleuchtungsstärken und m1 und m2 ihre Helligkeiten. Mit anderen Worten: Ein Stern erster Größe ist beispielsweise 2,5-mal heller als ein Stern zweiter Größe und 2,52 = 6,25-mal heller als ein Stern dritter Größe.

Der Helligkeitswert reicht jedoch nicht aus, um die Leuchtkraft eines Objekts zu charakterisieren; dazu ist es notwendig, die Entfernung zum Stern zu kennen.

Die Entfernung zu einem Objekt lässt sich ermitteln, ohne es physisch zu erreichen. Sie müssen die Richtung zu diesem Objekt von beiden Enden eines bekannten Segments (Basis) messen und dann die Abmessungen des Dreiecks berechnen, das aus den Enden des Segments und dem entfernten Objekt besteht. Diese Methode wird Triangulation genannt.

Je größer die Basis, desto genauer ist das Messergebnis. Die Abstände zu den Sternen sind so groß, dass die Länge der Basis die Größe des Globus überschreiten muss, sonst ist der Messfehler groß. Glücklicherweise reist der Beobachter ein Jahr lang mit dem Planeten um die Sonne, und wenn er im Abstand von mehreren Monaten zwei Beobachtungen desselben Sterns macht, stellt sich heraus, dass er ihn von verschiedenen Punkten der Erdumlaufbahn aus betrachtet – und das ist schon eine ordentliche Basis. Die Richtung zum Stern ändert sich: Sie verschiebt sich leicht vor dem Hintergrund weiter entfernter Sterne. Diese Verschiebung wird Parallaxe genannt, und der Winkel, um den sich der Stern auf der Himmelssphäre verschoben hat, wird Parallaxe genannt. Die jährliche Parallaxe eines Sterns ist der Winkel, in dem der durchschnittliche Radius der Erdumlaufbahn von ihm aus sichtbar war, senkrecht zur Richtung des Sterns.

Das Konzept der Parallaxe ist mit dem Namen einer der Grundeinheiten der Entfernung in der Astronomie verbunden – Parsec. Dies ist die Entfernung zu einem imaginären Stern, dessen jährliche Parallaxe genau 1 Zoll betragen würde. Die jährliche Parallaxe eines Sterns hängt mit der Entfernung zu ihm durch eine einfache Formel zusammen:

Dabei ist r die Entfernung in Parsec und P die jährliche Parallaxe in Sekunden.

Jetzt wurden die Entfernungen zu vielen tausend Sternen mit der Parallaxenmethode bestimmt.

Wenn Sie nun die Entfernung zum Stern kennen, können Sie seine Leuchtkraft bestimmen – die Menge an Energie, die er tatsächlich aussendet. Es zeichnet sich durch seine absolute Größe aus.

Die absolute Helligkeit (M) ist die Helligkeit, die ein Stern in einer Entfernung von 10 Parsec (32,6 Lichtjahren) von einem Beobachter hätte. Wenn Sie die scheinbare Helligkeit und die Entfernung zum Stern kennen, können Sie seine absolute Helligkeit ermitteln:

M=m + 5 - 5 * lg(r)

Der sonnennächste Stern, Proxima Centauri, ein winziger schwacher Roter Zwerg, hat eine scheinbare Helligkeit von m=-11,3 und eine absolute Helligkeit von M=+15,7. Trotz seiner Nähe zur Erde kann ein solcher Stern nur mit einem leistungsstarken Teleskop gesehen werden. Noch schwächerer Stern Nr. 359 laut Wolf-Katalog: m=13,5; M=16,6. Unsere Sonne scheint 50.000 Mal heller als Wolf 359. Der Stern Doradus (auf der Südhalbkugel) hat nur die 8. scheinbare Helligkeit und ist mit bloßem Auge nicht sichtbar, aber seine absolute Helligkeit beträgt M = -10,6; es ist eine Million Mal heller als die Sonne. Wäre er in der gleichen Entfernung von uns wie Proxima Centauri, würde er bei Vollmond heller leuchten als der Mond.

Für die Sonne M=4,9. In einer Entfernung von 10 Parsec wird die Sonne als schwacher Stern sichtbar sein, der mit bloßem Auge kaum sichtbar ist.

Sternleuchtkraft Helligkeit Sterne, die Lichtstärke eines Sterns, d. h. die Stärke des von einem Stern emittierten Lichtstroms, enthalten in einer Raumwinkeleinheit. Der Begriff „Sternleuchtkraft“ entspricht nicht dem Begriff „Leuchtkraft“ der allgemeinen Photometrie. Die Sonnenstrahlung eines Sterns kann sich entweder auf einen beliebigen Bereich des Sternspektrums (visuelle Sonnenstrahlung eines Sterns, fotografische Sonnenstrahlung eines Sterns usw.) oder auf seine Gesamtstrahlung (bolometrische Sonnenstrahlung eines Sterns) beziehen. Die Leuchtkraft eines Sterns wird normalerweise in Einheiten der Sonnenleuchtkraft ausgedrückt, die 3·1027 internationalen Kerzen oder 3,8·1033 Erg/Sek. entspricht. Die Leuchtstärken einzelner Sterne unterscheiden sich stark voneinander: Es gibt Sterne, deren bolometrische Leuchtkraft eine halbe Million in Sonnenleuchtkrafteinheiten erreicht (Überriesensterne der Spektralklasse O), sowie Sterne mit einer hunderttausendfach geringeren bolometrischen Leuchtkraft als die Sonne. Es wird angenommen, dass es Sterne mit noch geringerer Leuchtkraft gibt. Neben den Massen, Radien und Oberflächentemperaturen von Sternen sind die Leuchtkräfte die wichtigsten Eigenschaften von Sternen. Der Zusammenhang zwischen diesen Sterneigenschaften wird in der theoretischen Astrophysik betrachtet. Die Position L des Sterns bezieht sich auf das Absolute Größe M Sucht:

M = - 2,5 log L + 4,77.

Siehe auch Art. Sterne oder T. mit ihr.

Große sowjetische Enzyklopädie. - M.: Sowjetische Enzyklopädie. 1969-1978 .

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Eine Größe, die durch das Verhältnis der von einem Stern emittierten Gesamtenergie zum Zeitpunkt der Emission gemessen wird. Die Einheit von S. star in SI ist Watt. S. Sonne, gleich 3,86 · 1026 W, wird als Einheit der Leuchtkraft anderer Sterne verwendet ... Astronomisches Wörterbuch

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Helligkeit Sterne, die Lichtstärke eines Sterns, d. h. die Stärke des von einem Stern emittierten Lichtstroms, enthalten in einer Raumwinkeleinheit. Der Begriff „Sternleuchtkraft“ entspricht nicht dem Begriff „Leuchtkraft“ der allgemeinen Photometrie. Die Sonnenstrahlung eines Sterns kann sich entweder auf einen beliebigen Bereich des Sternspektrums (visuelle Sonnenstrahlung eines Sterns, fotografische Sonnenstrahlung eines Sterns usw.) oder auf seine Gesamtstrahlung (bolometrische Sonnenstrahlung eines Sterns) beziehen. Die Leuchtkraft eines Sterns wird normalerweise in Einheiten der Sonnenleuchtkraft ausgedrückt, die 3·1027 internationalen Kerzen oder 3,8·1033 Erg/Sek. entspricht. Die Leuchtstärken einzelner Sterne unterscheiden sich stark voneinander: Es gibt Sterne, deren bolometrische Leuchtkraft eine halbe Million in Sonnenleuchtkrafteinheiten erreicht (Überriesensterne der Spektralklasse O), sowie Sterne mit einer hunderttausendfach geringeren bolometrischen Leuchtkraft als die Sonne. Es wird angenommen, dass es Sterne mit noch geringerer Leuchtkraft gibt. Neben den Massen, Radien und Oberflächentemperaturen von Sternen sind die Leuchtkräfte die wichtigsten Eigenschaften von Sternen. Der Zusammenhang zwischen diesen Sterneigenschaften wird in der theoretischen Astrophysik betrachtet. Die Position L des Sterns bezieht sich auf das Absolute Größe M Sucht:

M = - 2,5 log L + 4,77.

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„Sternenleuchtkraft“ in Büchern

„Sie werden uns von Stern zu Stern vorantreiben …“ Songwriter waren schon immer reiche, fehlerhafte und empfindliche Menschen. Sie wussten, dass echte Dichter wie Pasternak, Achmatowa oder Zabolotsky ohne jeglichen Respekt behandelt wurden, da ihre Texte nichts mit ihnen gemeinsam hatten

„Sie werden uns von Stern zu Stern vorantreiben …“