Magnitud

© Kunskap är makt

Ptolemaios och Almagest

Det första försöket att sammanställa en katalog över stjärnor, baserad på principen om deras grad av ljusstyrka, gjordes av den grekiska astronomen Hipparchus från Nicaea på 200-talet f.Kr. Bland hans många verk (tyvärr är nästan alla förlorade) dök upp "Stjärnkatalog", som innehåller en beskrivning av 850 stjärnor klassificerade efter koordinater och ljusstyrka. Uppgifterna som samlades in av Hipparchus, som dessutom upptäckte fenomenet precession, bearbetades och mottogs ytterligare utveckling tack vare Claudius Ptolemaios från Alexandria (Egypten) på 200-talet. AD Han skapade ett grundläggande opus "Almagest" i tretton böcker. Ptolemaios samlade all dåtidens astronomiska kunskap, klassificerade den och presenterade den i en tillgänglig och begriplig form. The Almagest inkluderade också Stjärnkatalogen. Den baserades på observationer som Hipparchus gjorde för fyra århundraden sedan. Men Ptolemaios "Star Catalog" innehöll redan ungefär tusen fler stjärnor.

Ptolemaios katalog användes nästan överallt i ett årtusende. Han delade in stjärnor i sex klasser efter graden av ljusstyrka: de ljusaste tilldelades den första klassen, de mindre ljusa - till den andra, och så vidare. Den sjätte klassen inkluderar stjärnor som knappt är synliga för blotta ögat. Termen "himlakropparnas ljusstyrka" eller "stjärnans magnitud" används fortfarande idag för att bestämma mått på briljans hos himlakroppar, inte bara stjärnor utan också nebulosor, galaxer och andra himlafenomen.

Stjärnans ljusstyrka och visuell magnitud

När du tittar på stjärnhimlen kan du märka att stjärnorna varierar i sin ljusstyrka eller i sin uppenbara briljans. De ljusaste stjärnorna kallas stjärnor i 1:a magnitud; de stjärnor som är 2,5 gånger svagare i ljusstyrka än stjärnor i 1:a magnituden har 2:a magnituden. De av dem klassificeras som stjärnor i tredje magnitud. som är 2,5 gånger svagare än stjärnor i 2:a magnituden osv. De svagaste stjärnorna som är synliga för blotta ögat klassificeras som stjärnor av 6:e magnituden. Man måste komma ihåg att namnet "stjärnans magnitud" inte indikerar storleken på stjärnorna, utan bara deras skenbara ljusstyrka.

Totalt finns det 20 av de ljusaste stjärnorna på himlen, som brukar sägas vara stjärnor av första magnituden. Men det betyder inte att de har samma ljusstyrka. Faktum är att vissa av dem är något ljusare än 1:a magnituden, andra är något svagare, och bara en av dem är en stjärna av exakt 1:a magnituden. Samma situation gäller för stjärnor av 2:a, 3:e och efterföljande magnituden. Därför, för att mer exakt indikera ljusstyrkan hos en viss stjärna, använder de bråkvärden. Så till exempel de stjärnor som i sin ljusstyrka ligger mitt mellan stjärnor av 1:a och 2:a magnituden anses tillhöra 1,5:e magnituden. Det finns stjärnor med magnituden 1,6; 2,3; 3,4; 5,5 osv. Flera särskilt ljusa stjärnor är synliga på himlen, som i sin briljans överstiger briljansen för stjärnor av 1:a magnituden. För dessa stjärnor, noll och negativa magnituder. Så till exempel har den ljusaste stjärnan på himlens norra halvklot - Vega - en magnitud på 0,03 (0,04) magnitud, och den ljusaste stjärnan - Sirius - har en magnitud på minus 1,47 (1,46) på södra halvklotet den ljusaste stjärnan är Canopus(Canopus ligger i stjärnbilden Carina. Med en skenbar magnitud på minus 0,72 har Canopus den högsta ljusstyrkan av någon stjärna inom 700 ljusår från solen. Som jämförelse är Sirius bara 22 gånger ljusare än vår sol, men det är mycket närmare oss än Canopus För många stjärnor bland solens närmaste grannar är Canopus den ljusaste stjärnan på deras himmel.)

Storlek i modern vetenskap

I mitten av 1800-talet. engelsk astronom Norman Pogson förbättrade metoden för att klassificera stjärnor baserat på principen om ljusstyrka, som hade funnits sedan Hipparchus och Ptolemaios tider. Pogson tog hänsyn till att skillnaden i ljusstyrka mellan de två klasserna är 2,5 (till exempel är ljusintensiteten för en tredjeklassstjärna 2,5 gånger större än den för en fjärdeklassstjärna). Pogson introducerade en ny skala enligt vilken skillnaden mellan stjärnor i den första och sjätte klassen är 100 till 1 (en skillnad på 5 magnituder motsvarar en förändring av stjärnornas ljusstyrka med en faktor 100). Således är skillnaden i termer av ljusstyrka mellan varje klass inte 2,5, utan 2,512 till 1.

Systemet som utvecklats av den engelske astronomen gjorde det möjligt att behålla den befintliga skalan (indelning i sex klasser), men gav den maximal matematisk noggrannhet. Först valdes Polaris-stjärnan som nollpunkt för magnitudsystemet, i enlighet med det ptolemaiska systemet bestämdes dess magnitud till 2,12. Senare, när det blev klart att Nordstjärnan är en variabel stjärna, tilldelades stjärnor med konstanta egenskaper villkorligt rollen som nollpunkten. När tekniken och utrustningen förbättrades kunde forskare bestämma stjärnstorlekar med större noggrannhet: till tiondelar och senare till hundradelar av enheter.

Förhållandet mellan skenbara stjärnstorlekar uttrycks av Pogsons formel: m 2 -m 1 =-2,5 log(E 2 /E 1) .

Antal n stjärnor med en visuell magnitud större än L

L	n	L	n	L	n
1	13	8	4.2*10 4	15	3.2*10 7
2	40	9	1.25*10 5	16	7.1*10 7
3	100	10	3.5*10 5	17	1.5*10 8
4	500	11	9*10 5	18	3*10 8
5	1.6*10 3	12	2.3*10 6	19	5.5*10 8
6	4.8*10 3	13	5.7*10 6	20	10 9
7	1.5*10 4	14	1.4*10 7	21	2*10 9

Relativ och absolut magnitud

Stjärnans magnitud, mätt med speciella instrument monterade i ett teleskop (fotometrar), indikerar hur mycket ljus från en stjärna som når en observatör på jorden. Ljus färdas avståndet från stjärnan till oss, och följaktligen, ju längre bort stjärnan är, desto svagare verkar den. Det faktum att stjärnor varierar i ljusstyrka ger med andra ord ännu inte fullständig information om stjärnan. En mycket ljus stjärna kan ha stor ljusstyrka, men vara väldigt långt borta och därför ha en mycket stor magnitud. För att jämföra stjärnornas ljusstyrka, oavsett deras avstånd från jorden, introducerades konceptet "absolut storlek". För att bestämma den absoluta magnituden måste du veta avståndet till stjärnan. Den absoluta magnituden M kännetecknar ljusstyrkan hos en stjärna på ett avstånd av 10 parsec från observatören. (1 parsec = 3,26 ljusår.). Förhållandet mellan absolut magnitud M, skenbar magnitud m och avstånd till stjärnan R i parsec: M = m + 5 – 5 log R.

För relativt nära stjärnor, långt borta på ett avstånd som inte överstiger flera tiotals parsecs, bestäms avståndet av parallax på ett sätt som har varit känt i tvåhundra år. I det här fallet mäts försumbara vinkelförskjutningar av stjärnor när de observeras från olika punkter i jordens omloppsbana, det vill säga vid olika tider på året. Parallaxerna för även de närmaste stjärnorna är mindre än 1". Begreppet parallax är förknippat med namnet på en av grundenheterna inom astronomi - parsec. Parsec är avståndet till en imaginär stjärna, vars årliga parallax är lika med 1".

Kära besökare!

Ditt arbete är inaktiverat JavaScript. Vänligen aktivera skript i din webbläsare, så kommer webbplatsens fulla funktionalitet att öppnas för dig!

Astronomi

• Översättning

Känner du till dem alla, liksom orsakerna till deras ljusstyrka?

Jag är sugen på ny kunskap. Poängen är att lära sig varje dag och bli ljusare och ljusare. Detta är kärnan i denna värld.
- Jay Z

När du föreställer dig natthimlen tänker du med största sannolikhet på tusentals stjärnor som blinkar mot nattens svarta täcke, något som bara verkligen kan ses bort från städer och andra ljusföroreningskällor.

Men de av oss som inte får bevittna ett sådant skådespel med jämna mellanrum saknar det faktum att stjärnor sett från stadsområden med hög ljusförorening ser annorlunda ut än när de ses i mörka förhållanden. Deras färg och relativa ljusstyrka skiljer dem omedelbart från sina grannstjärnor, och var och en har sin egen historia.

Människor på norra halvklotet kan förmodligen omedelbart känna igen Ursa Major eller bokstaven W i Cassiopeia, medan den mest kända stjärnbilden på det södra halvklotet måste vara Sydkorset. Men dessa stjärnor är inte bland de tio ljusaste!

Vintergatan bredvid Södra korset

Varje stjärna har sin egen livscykel, till vilken den är bunden från födelseögonblicket. När någon stjärna bildas kommer det dominerande grundämnet att vara väte - det vanligaste grundämnet i universum - och dess öde bestäms bara av dess massa. Stjärnor med 8 % av solens massa kan antända kärnfusionsreaktioner i sina kärnor och smälta samman helium från väte, och deras energi rör sig gradvis inifrån och ut och strömmar ut i universum. Stjärnor med låg massa är röda (på grund av låga temperaturer), mörka och bränner sitt bränsle långsamt – de längsta livslängderna är avsedda att brinna i biljoner år.

Men ju mer massa en stjärna får, desto varmare är dess kärna, och desto större område där kärnfusion sker. När den når solmassan faller stjärnan i klass G, och dess livslängd överstiger inte tio miljarder år. Fördubbla solmassan och du får en klass A-stjärna som är klarblå och lever i mindre än två miljarder år. Och de mest massiva stjärnorna, klasserna O och B, lever bara några miljoner år, varefter deras kärna har slut på vätebränsle. Inte överraskande är de mest massiva och heta stjärnorna också de ljusaste. En typisk klass A-stjärna kan vara 20 gånger ljusare än solen, och de mest massiva kan vara tiotusentals gånger ljusare!

Men oavsett hur en stjärna börjar livet, tar vätebränslet i dess kärna slut.

Och från det ögonblicket börjar stjärnan att bränna tyngre element, expandera till en gigantisk stjärna, kallare, men också ljusare än den ursprungliga. Jättefasen är kortare än väteförbränningsfasen, men dess otroliga ljusstyrka gör den synlig från mycket större avstånd än den ursprungliga stjärnan var synlig från.

Med allt detta i beräkningen, låt oss gå vidare till de tio ljusaste stjärnorna på vår himmel, i ökande ljusstyrka.

10. Achernar. En klarblå stjärna med sju gånger solens massa och 3 000 gånger ljusstyrkan. Detta är en av de snabbast roterande stjärnorna vi känner till! Den roterar så snabbt att dess ekvatorialradie är 56 % större än dess polaradie, och temperaturen vid polen - eftersom den är mycket närmare kärnan - är 10 000 K högre. Men det är ganska långt ifrån oss, 139 ljusår bort.

9. Betelgeuse. En röd jättestjärna i stjärnbilden Orion, Betelgeuse var en ljus och varm stjärna av O-klass tills den fick slut på väte och bytte till helium. Trots låg temperatur Vid 3500 K är den mer än 100 000 gånger ljusare än solen, varför den är bland de tio ljusaste, trots att den är 600 ljusår bort. Under de kommande miljoner åren kommer Betelgeuse att bli supernova och tillfälligt bli den ljusaste stjärnan på himlen, möjligen synlig under dagen.

8. Procyon. Stjärnan är väldigt annorlunda än de vi har ansett. Procyon är en blygsam stjärna av F-klass, bara 40 % större än solen och på gränsen till att få slut på väte i sin kärna - vilket betyder att den är en underjätte i evolutionsprocessen. Den är cirka 7 gånger ljusare än solen, men är bara 11,5 ljusår bort, så den kan vara ljusare än alla utom sju stjärnor på vår himmel.

7. Rigel. I Orion är Betelgeuse inte den ljusaste av stjärnorna - denna utmärkelse tilldelas Rigel, en stjärna ännu mer avlägsen från oss. Den är 860 ljusår bort, och med en temperatur på bara 12 000 grader är Rigel ingen huvudsekvensstjärna – det är en sällsynt blå superjätte! Den är 120 000 gånger ljusare än solen och lyser så starkt inte på grund av sitt avstånd från oss, utan på grund av sin egen ljusstyrka.

6. Kapell. Det här är en konstig stjärna eftersom det faktiskt är två röda jättar med temperaturer jämförbara med solen, men var och en är cirka 78 gånger ljusare än solen. På ett avstånd av 42 ljusår är det kombinationen av dess egen ljusstyrka, relativt korta avstånd och det faktum att det finns två av dem som gör att Capella finns med på vår lista.

5. Vega. Den ljusaste stjärnan från sommar-hösttriangeln, hemmet för utomjordingarna från filmen "Contact". Astronomer använde den som en standard "noll magnitud" stjärna. Den ligger bara 25 ljusår från oss, tillhör huvudsekvensens stjärnor och är en av de ljusaste klass A-stjärnorna vi känner till och är dessutom ganska ung, bara 400-500 miljoner år gammal. Dessutom är den 40 gånger ljusare än solen och den femte ljusaste stjärnan på himlen. Och av alla stjärnor på norra halvklotet är Vega näst efter en stjärna...

4. Arcturus. Den orange jätten, på evolutionär skala, är någonstans mellan Procyon och Capella. Det är den ljusaste stjärnan på norra halvklotet och kan lätt hittas med "handtaget" på Stora björnen. Den är 170 gånger ljusare än solen, och efter dess evolutionära väg kan den bli ännu ljusare! Det är bara 37 ljusår bort, och bara tre stjärnor är ljusare än det, alla belägna på södra halvklotet.

3. Alpha Centauri. Detta är ett trippelsystem där huvudmedlemmen är mycket lik solen och i sig är svagare än någon stjärna i tio. Men Alpha Centauri-systemet består av stjärnorna närmast oss, så dess placering påverkar dess skenbara ljusstyrka - trots allt är det bara 4,4 ljusår bort. Inte alls som nummer 2 på listan.

2. Canopus. Superjätte vit Canopus är 15 000 gånger ljusare än solen och är den näst ljusaste stjärnan på natthimlen, trots att den är 310 ljusår bort. Den är tio gånger mer massiv än solen och 71 gånger större - det är inte förvånande att den lyser så starkt, men den kunde inte nå första platsen. Den ljusaste stjärnan på himlen är trots allt...

1. Sirius. Den är dubbelt så ljus som Canopus, och observatörer på norra halvklotet kan ofta se den stiga upp bakom stjärnbilden Orion på vintern. Den blinkar ofta eftersom dess starka ljus kan penetrera den lägre atmosfären bättre än andra stjärnor. Den är bara 8,6 ljusår bort, men det är en klass A-stjärna, dubbelt så massiv och 25 gånger ljusare än solen.

Det kan förvåna dig att de översta stjärnorna på listan inte är de ljusaste eller de närmaste stjärnorna, utan snarare kombinationer av tillräckligt ljusa och tillräckligt nära för att lysa de ljusaste. Stjärnor som ligger dubbelt så långt bort har fyra gånger mindre ljusstyrka, så Sirius lyser starkare än Canopus, som lyser starkare än Alpha Centauri, etc. Intressant nog är klass M dvärgstjärnor, som tre av fyra stjärnor i universum tillhör, inte alls med på den här listan.

Vad vi kan ta med oss ​​från den här lektionen: ibland visar sig de saker som verkar mest slående och mest uppenbara för oss vara de mest ovanliga. Vanliga saker kan vara mycket svårare att hitta, men det betyder att vi måste förbättra våra observationsmetoder!

Skenbar ljusstyrka

Titta på himlen på natten. Med största sannolikhet kommer du att se ett dussin eller en och en halv mycket ljusa stjärnor (beroende på årstid och var du befinner dig på jorden), flera dussin mörkare stjärnor och många, många mycket mörka.

Stjärnornas ljusstyrka är deras äldsta kännetecken som människan märkt. Även i antiken kom människor på ett mått för stjärnornas ljusstyrka - "stjärnstorlek". Även om det kallas "magnitude" talar vi naturligtvis inte om storleken på stjärnorna, utan bara om deras ljusstyrka som uppfattas av ögat. Vissa ljusa stjärnor har tilldelats första magnitud. För stjärnor som såg lite mörkare ut - den andra. Stjärnor som såg lika mycket mörkare ut än de tidigare - den tredje. Och så vidare.

Observera att ju ljusare stjärnan är, desto mindre magnitud. Stjärnor av första magnituden är långt ifrån de ljusaste på himlen. Det var nödvändigt att ange noll magnitud och även negativa. Fraktionella magnituder är också möjliga. De svagaste stjärnorna som det mänskliga ögat kan se är stjärnor av den sjätte magnituden. Med en kikare kan du se upp till den sjunde, med ett amatörteleskop - upp till den tionde eller tolfte, och det moderna Hubble-orbitalteleskopet når upp till det trettionde.

Här är storleken på våra välbekanta stjärnor: Sirius (-1,5), Alpha Centauri (-0,3), Betelgeuse 0,3 (i genomsnitt, eftersom den är variabel). Alla kända stjärnor Ursa Major är en stjärna av andra magnitud. Magnituden på Venus kan nå upp till (-4,5) - ja, en mycket ljus punkt, om du har turen att se den, Jupiter - upp till (-2,9).

Så här har stjärnornas ljusstyrka mätts i många århundraden, med ögat, och jämför stjärnor med standard. Men så dök opartiska instrument upp, och det upptäcktes intressant fakta. Vad är den skenbara ljusstyrkan för en stjärna? Det kan definieras som mängden ljus (fotoner) från den stjärnan som kommer in i vårt öga på en gång. Så det visade sig att magnitudskalan är logaritmisk (som alla skalor baserade på uppfattningen av sinnena). Det vill säga att skillnaden i ljusstyrka med en magnitud är en skillnad i antalet fotoner med två och en halv gånger. Jämför till exempel med en musikskala, det är samma sak: en oktavskillnad i tonhöjd är en dubbel skillnad i frekvens.

Mätning av stjärnors skenbara ljusstyrka i magnituder används fortfarande i visuella observationer. Det är till exempel bekvämt för att snabbt bedöma och jämföra stjärnors ljusstyrka.

Strålningskraft

Ljusstyrkan hos stjärnor som vi ser med våra ögon beror inte bara på själva stjärnans parametrar, utan också på avståndet till stjärnan. Till exempel ser den lilla men nära Sirius ljusare ut för oss än den avlägsna superjätten Betelgeuse.

För att studera stjärnor måste man förstås jämföra ljusstyrkor som inte är beroende av avstånd. (De kan beräknas genom att känna till stjärnans skenbara ljusstyrka, avståndet till den och en uppskattning av absorptionen av ljus i en given riktning.)

Till en början användes absolut magnitud som ett sådant mått - den teoretiska magnitud som en stjärna skulle ha om den placerades på ett standardavstånd av 10 parsecs (32 ljusår). Men ändå, för astrofysiska beräkningar är detta en obekväm storhet, baserad på subjektiv uppfattning. Det visade sig vara mycket bekvämare att mäta inte den teoretiska skenbara ljusstyrkan, utan stjärnans mycket verkliga strålningskraft. Denna mängd kallas ljusstyrka och mäts i solens ljusstyrka tas som en.

Som referens: solens ljusstyrka är 3,846 * 10 till den tjugosjätte effekten av watt.

Omfånget av ljusstyrkor för kända stjärnor är enormt: från tusendelar (och till och med miljondelar) av solen till fem till sex miljoner.

Ljusstyrkorna hos stjärnorna som vi känner till: Betelgeuse - 65 000 solar, Sirius - 25 solar, Alpha Centauri A - 1,5 solar, Alpha Centauri B - 0,5 solar, Proxima Centauri - 0,00006 solar.

Men eftersom vi gick över från att prata om ljusstyrka till att prata om strålningseffekt, bör man ta hänsyn till att det ena inte alls hänger ihop med det andra entydigt. Faktum är att skenbar ljusstyrka endast mäts i det synliga området, och stjärnor avger mycket mer än bara detta område. Vi vet att vår sol inte bara lyser (synligt ljus), utan också värmer (infraröd strålning) och orsakar solbränna (ultraviolett strålning), och hårdare strålning hålls kvar av atmosfären. Solens maximala strålning faller exakt i mitten av det synliga området – vilket inte är förvånande: i evolutionsprocessen var våra ögon inställda specifikt på solstrålning; Av samma anledning ser solen helt vit ut i vakuum. Men för kallare stjärnor flyttas den maximala strålningen till den röda eller till och med infraröda regionen. Det finns väldigt coola stjärnor, som R Doradus, som sänder ut det mesta av sin strålning i infrarött. I varmare stjärnor, tvärtom, skiftas den maximala strålningen till det blå, violetta eller till och med ultravioletta området. Att uppskatta strålningsstyrkan för sådana stjärnor från synlig strålning kommer att vara ännu mer felaktig.

Därför används begreppet "bolometrisk luminositet" för en stjärna, dvs. inklusive strålning inom alla områden. Bolometrisk ljusstyrka, som framgår av ovanstående, kan skilja sig märkbart från den vanliga (i det synliga området). Till exempel är den vanliga ljusstyrkan för Betelgeuse 65 000 solenergi, och den bolometriska ljusstyrkan är 100 000!

Vad bestämmer strålningsstyrkan för en stjärna?

Strålningseffekten för en stjärna (och därmed dess ljusstyrka) beror på två huvudparametrar: temperatur (ju varmare den är, desto mer energi sänds ut per ytenhet) och yta (ju större den är, desto mer energi kan stjärnan avge vid samma temperatur).

Det följer att de ljusaste stjärnorna i universum borde vara blå hyperjättar. Detta är sant, sådana stjärnor kallas "ljusblå variabler." Lyckligtvis finns det få av dem och de är alla väldigt långt ifrån oss (vilket är extremt användbart för proteinliv), men de inkluderar den berömda "Pistol Star", Eta Carinae och andra mästare i universum i ljusstyrka.

En sak att komma ihåg är att även om ljusblå variabler verkligen är de ljusaste kända stjärnorna (5-6 miljoner solljusstyrkor), är de inte de största. Röda hyperjättar är mycket större än blå hyperjättar, men de är mindre lysande på grund av temperaturen.

Låt oss ta en paus från exotiska hyperjättar och titta på huvudsekvensstjärnor. I princip är processerna som sker i alla huvudsekvensstjärnor likartade (fördelningen av strålningszoner och konvektionszoner i stjärnans volym är olika, men så länge som all termonukleär fusion sker i kärnan spelar detta ingen speciell roll ). Därför är den enda parametern som bestämmer temperaturen på en huvudsekvensstjärna massa. Så enkelt är det: ju tyngre, desto varmare. Storleken på huvudsekvensstjärnor bestäms också av massa (av samma anledning, likheten i strukturen och pågående processer). Så det visar sig att ju tyngre, desto större och hetare, det vill säga de hetaste stjärnorna i huvudsekvensen också är störst. Kommer du ihåg bilden med stjärnornas synliga färger? Det illustrerar denna princip mycket väl.

Det betyder att de hetaste huvudsekvensstjärnorna också är de mest kraftfulla (ljusaste), och ju lägre temperatur desto lägre är deras ljusstyrka. Därför har huvudsekvensen på Hertzsprung-Russell-diagrammet formen av en diagonal remsa från det övre vänstra hörnet (de hetaste stjärnorna är ljusast) till det nedre högra (de minsta stjärnorna är de svagaste).

Det finns färre strålkastare än eldflugor

Det finns ytterligare en regel relaterad till stjärnornas ljusstyrka. Det härleddes statistiskt och förklarades sedan i teorin om stjärnutveckling. Ju ljusare stjärnorna är, desto färre antal.

Det vill säga, det finns många fler mörka stjärnor än ljusa. Det finns mycket få bländande stjärnor av spektralklass O; det finns märkbart fler stjärnor av spektralklass B; det finns ännu fler stjärnor av spektral typ A, och så vidare. Dessutom ökar antalet stjärnor exponentiellt med varje spektralklass. Så den största stjärnpopulationen i universum är röda dvärgar - de minsta och svagaste stjärnorna.

Och av detta följer att vår sol är långt ifrån en "vanlig" stjärna vad gäller kraft, men mycket anständig. Relativt få stjärnor som solen är kända, och ännu färre starkare.

Ljusstyrka

Under lång tid trodde astronomer att skillnaden i stjärnornas skenbara ljusstyrka endast var förknippad med avståndet till dem: ju längre bort stjärnan, desto mindre ljus bör den se ut. Men när avstånden till stjärnorna blev kända upptäckte astronomer att ibland mer avlägsna stjärnor har större skenbar ljusstyrka. Detta betyder att stjärnornas skenbara ljusstyrka inte bara beror på deras avstånd, utan också på den faktiska styrkan hos deras ljus, det vill säga på deras ljusstyrka. En stjärnas ljusstyrka beror på storleken på stjärnornas yta och dess temperatur. En stjärnas ljusstyrka uttrycker dess verkliga ljusstyrka jämfört med solens ljusstyrka. Till exempel, när de säger att Sirius ljusstyrka är 17, betyder det att den verkliga intensiteten av dess ljus är 17 gånger större än solens intensitet.

Genom att bestämma stjärnornas ljusstyrka har astronomer funnit att många stjärnor är tusentals gånger ljusare än solen, till exempel är Denebs (alfa Cygnus) ljusstyrka 9400. Bland stjärnorna finns de som sänder ut hundratusentals gånger mer ljus än solen. Ett exempel är stjärnan som symboliseras av bokstaven S i stjärnbilden Dorado. Den lyser 1 000 000 gånger starkare än solen. Andra stjärnor har samma eller nästan samma ljusstyrka som vår sol, till exempel Altair (Alpha Aquila) -8. Det finns stjärnor vars ljusstyrka uttrycks i tusendelar, det vill säga deras ljusstyrka är hundratals gånger mindre än solens.

Färg, temperatur och sammansättning av stjärnor

Stjärnorna har annan färg. Till exempel är Vega och Deneb vita, Capella är gulaktig och Betelgeuse är rödaktig. Ju lägre temperatur en stjärna har, desto rödare är den. Temperaturen på vita stjärnor når 30 000 och till och med 100 000 grader; temperaturen för gula stjärnor är cirka 6000 grader, och temperaturen för röda stjärnor är 3000 grader och lägre.

Stjärnor består av heta gasformiga ämnen: väte, helium, järn, natrium, kol, syre och andra.

Kluster av stjärnor

Stjärnor i galaxens stora rymd är ganska jämnt fördelade. Men några av dem ackumuleras fortfarande på vissa ställen. Visst, även där är avstånden mellan stjärnorna fortfarande mycket stora. Men på grund av de enorma avstånden ser så nära belägna stjärnor ut som en stjärnhop. Det är därför de kallas så. Den mest kända av stjärnhoparna är Plejaderna i stjärnbilden Oxen. Med blotta ögat kan 6-7 stjärnor urskiljas i Plejaderna, som ligger mycket nära varandra. Genom ett teleskop är mer än hundra av dem synliga på ett litet område. Detta är en av hoparna där stjärnorna bildar ett mer eller mindre isolerat system, sammankopplat med en gemensam rörelse i rymden. Diametern på denna stjärnhop är cirka 50 ljusår. Men även med den uppenbara närheten av stjärnorna i denna klunga, är de faktiskt ganska långt ifrån varandra. I samma konstellation, som omger dess huvudsakliga - den ljusaste - rödaktiga stjärnan Al-debaran, finns en annan, mer spridd stjärnhop - Hyaderna.

Vissa stjärnhopar visas som disiga, suddiga fläckar i svaga teleskop. I kraftigare teleskop bryts dessa fläckar, särskilt mot kanterna, upp till enskilda stjärnor. Stora teleskop gör det möjligt att fastställa att dessa är särskilt nära stjärnhopar, med en sfärisk form. Därför kallas sådana kluster globulära. Mer än hundra klotformade stjärnhopar är nu kända. Alla är väldigt långt ifrån oss. Var och en av dem består av hundratusentals stjärnor.

Frågan om vad stjärnornas värld är är tydligen en av de första frågorna som mänskligheten har ställts inför sedan civilisationens gryning. Varje person som överväger stjärnhimlen förbinder ofrivilligt de ljusaste stjärnorna med varandra till de enklaste formerna - kvadrater, trianglar, kors, och blir den ofrivilliga skaparen av sin egen karta över stjärnhimlen. Våra förfäder följde samma väg och delade stjärnhimlen i tydligt urskiljbara kombinationer av stjärnor som kallas konstellationer. I antika kulturer finner vi referenser till de första konstellationerna, identifierade med gudarnas eller myternas symboler, som har kommit ner till oss i form av poetiska namn - stjärnbilden Orion, stjärnbilden Canes Venatici, stjärnbilden Andromeda, etc. Dessa namn tycktes symbolisera våra förfäders idéer om universums evighet och oföränderlighet, konstanten och oföränderligheten i kosmos harmoni.

Hur länge kan en stjärna leva? Låt oss först definiera det: med en stjärnas livstid menar vi dess förmåga att genomföra kärnfusion. Eftersom "kroppen av en stjärna" kan hänga länge även efter slutet av syntesen.

Vanligtvis, ju mindre massiv en stjärna är, desto längre kommer den att leva. Stjärnorna med den lägsta massan är röda dvärgar. De kan vara mellan 7,5 och 50 procent solmassa. Allt mindre massivt kan inte genomgå kärnfusion - och kommer inte att vara en stjärna. Nuvarande modeller tyder på att de minsta röda dvärgarna kan hålla i upp till 10 biljoner år. Jämför detta med vår sol, där fusion kommer att ta ungefär 10 miljarder år - tusen gånger mindre. När det mesta av vätet väl är smält, går teorin att den ljusröda dvärgen blir en blå dvärg, och när det återstående vätet är slut, kommer fusionen i kärnan att sluta och dvärgen blir vit.

De äldsta stjärnorna

De äldsta stjärnorna verkar vara de som bildades omedelbart efter Big Bang (för cirka 13,8 miljarder år sedan). Astronomer kan uppskatta stjärnornas ålder genom att titta på deras stjärnljus - detta talar om för dem hur mycket av varje grundämne som finns i stjärnan (t.ex. väte, helium, litium). De äldsta stjärnorna tenderar att huvudsakligen bestå av väte och helium, med mycket liten massa som ägnas åt tyngre grundämnen.

Den äldsta stjärnan som observerats är SMSS J031300.36-670839.3. Dess upptäckt tillkännagavs i februari 2014. Dess ålder uppskattas till 13,6 miljarder år, och det är fortfarande inte en av de första stjärnorna. Sådana stjärnor har ännu inte upptäckts, men de kan säkert bli det. Röda dvärgar, som vi noterade, lever i biljoner år, men de är mycket svåra att upptäcka. I alla fall, även om sådana stjärnor finns, är det att leta efter dem som att leta efter en nål i en höstack.

De dunklaste stjärnorna

Vilka stjärnor är svagast? Innan vi svarar på den här frågan, låt oss förstå vad "dim" är. Ju längre du är från en stjärna, desto svagare blir den, så vi behöver bara ta bort avståndet som en faktor och mäta dess ljusstyrka, eller den totala mängden energi som stjärnan emitterar i form av fotoner, ljuspartiklar.

Om vi ​​begränsar oss till stjärnor som fortfarande är i fusionsprocessen, så finns den lägsta ljusstyrkan hos röda dvärgar. Den coolaste stjärnan med lägst ljusstyrka för närvarande är den röda dvärgen 2MASS J0523-1403. Lite mindre ljus - och vi kommer in i riket av bruna dvärgar, som inte längre är stjärnor.

Det kan också finnas rester av stjärnor: vita dvärgar, neutronstjärnor, etc. Hur mörka kan de vara? Vita dvärgar är något ljusare men tar lång tid att svalna. Efter en viss tid förvandlas de till kalla bitar av kol, praktiskt taget inte avger ljus- bli "svarta dvärgar". Vita dvärgar tar väldigt lång tid att svalna, så de existerar helt enkelt inte ännu.

Astrofysiker vet ännu inte vad som händer med neutronstjärnorna när de svalnar. Genom att observera supernovor i andra galaxer kan de gissa att flera hundra miljoner neutronstjärnor måste ha bildats i vår galax, men bara en liten bråkdel av detta antal har hittills registrerats. Resten måste ha svalnat så mycket att de helt enkelt blev osynliga.

Vad sägs om svarta hål i djupa intergalaktiska rymd utan någonting i omloppsbana? De avger fortfarande en del strålning, känd som Hawking-strålning, men inte mycket av den. Sådana ensamma svarta hål lyser förmodligen mindre än resterna av stjärnor. Finns de? Kanske.

De ljusaste stjärnorna

De ljusaste stjärnorna tenderar också att vara de mest massiva. De tenderar också att vara Wolf-Rayet-stjärnor, vilket betyder att de är varma och dumpar mycket massa i starka stjärnvindar. De ljusaste stjärnorna lever inte heller särskilt länge: "lev snabbt, dö ung."

Den ljusaste stjärnan hittills (och den mest massiva) anses vara R136a1. Dess öppnande tillkännagavs 2010. Det är en Wolf-Rayet-stjärna med en ljusstyrka på cirka 8 700 000 solceller och en massa 265 gånger större än vår hemstjärna. En gång var dess massa 320 sol.

R136a1 är faktiskt en del av en tät stjärnhop som kallas R136. Enligt Paul Crowther, en av upptäckarna, "tar det längre tid att bilda planeter än en stjärna som denna tar längre tid att leva och dö. Även om det fanns planeter där, skulle det inte finnas några astronomer på dem, eftersom natthimlen var lika ljus som daghimlen."

De största stjärnorna

Trots sin enorma massa är R136a1 inte den största stjärnan (i storlek). Det finns många större stjärnor, och de är alla röda superjättar - stjärnor som var mycket mindre hela sitt liv tills de fick slut på väte, började smälta helium och började stiga i temperatur och expandera. Vår sol kommer i slutändan att möta ett liknande öde. Vätet kommer att ta slut och stjärnan expanderar och förvandlas till en röd jätte. För att bli en röd superjätte måste en stjärna vara 10 gånger mer massiv än vår sol. Den röda superjätten är vanligtvis kort och varar bara några tusen till en miljard år. Detta är inte mycket med astronomiska mått mätt.

De mest kända röda superjättarna är Alpha Antares och Betelgeuse, men de är också ganska små jämfört med de största. Att hitta den största röda superjätten är en mycket fruktlös strävan, eftersom de exakta storlekarna på sådana stjärnor är mycket svåra att säkert uppskatta. De största borde vara 1500 gånger bredare än solen, kanske mer.

Stjärnor med de ljusaste explosionerna

Högenergifotoner kallas gammastrålar. De föds som ett resultat av kärnvapenexplosioner, så vissa länder lanserar speciella satelliter för att söka efter gammastrålar orsakade av kärnvapenprov. I juli 1967 upptäckte sådana amerikanska satelliter en explosion av gammastrålar som inte orsakades av en kärnvapenexplosion. Sedan dess har många fler liknande explosioner upptäckts. De är vanligtvis kortlivade och varar bara från några millisekunder till några minuter. Men väldigt ljus - mycket ljusare än de ljusaste stjärnorna. Deras källa är inte på jorden.

Vad orsakar gammastrålning? Det finns många gissningar. Idag handlar de flesta spekulationer om explosioner av massiva stjärnor (supernovor eller hypernovor) i färd med att bli neutronstjärnor eller svarta hål. Vissa gammastrålningskurar orsakas av magnetarer, en typ av neutronstjärna. Andra gammastrålar kan vara resultatet av att två neutronstjärnor smälter samman till en, eller att en stjärna faller in i ett svart hål.

De coolaste före detta stjärnorna

Svarta hål är inte stjärnor, utan rester av stjärnor – men de är roliga att jämföra med stjärnor, eftersom sådana jämförelser visar hur otroliga båda kan vara.

Ett svart hål är det som bildas när en stjärnas gravitation är tillräckligt stark för att övervinna alla andra krafter och få stjärnan att kollapsa i sig själv till en punkt av singularitet. Med icke-noll massa men noll volym, skulle en sådan punkt teoretiskt ha oändlig densitet. Men oändligheter är sällsynta i vår värld, så vi har helt enkelt ingen bra förklaring till vad som händer i mitten av ett svart hål.

Svarta hål kan vara extremt massiva. Svarta hål som upptäcks i centrum av enskilda galaxer kan vara tiotals miljarder solmassor. Dessutom kan materien i supermassiva svarta håls omloppsbana vara mycket ljus, ljusare än alla stjärnor i galaxerna. Det kan också finnas kraftfulla jetstrålar nära det svarta hålet som rör sig nästan med ljusets hastighet.

Stjärnorna som rör sig snabbast

År 2005 tillkännagav Warren Brown och andra astronomer vid Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics upptäckten av en stjärna som rörde sig så snabbt att den hade flugit ut ur Vintergatan och aldrig skulle återvända. Dess officiella namn är SDSS J090745.0+024507, men Brown kallade det en "skurkstjärna."

Andra snabbrörliga stjärnor har också upptäckts. De är kända som hyperhastighetsstjärnor eller ultrasnabba stjärnor. I mitten av 2014 hade 20 sådana stjärnor upptäckts. De flesta av dem verkar komma från mitten av galaxen. Enligt en hypotes passerade ett par nära associerade stjärnor (ett binärt system) nära det svarta hålet i mitten av galaxen, en stjärna fångades in av det svarta hålet och den andra kastades ut i hög hastighet.

Det finns stjärnor som rör sig ännu snabbare. I själva verket, generellt sett, ju längre en stjärna är från vår galax, desto snabbare rör sig den bort från oss. Detta beror på universums expansion och inte stjärnans rörelse i rymden.

De mest varierande stjärnorna

Ljusstyrkan hos många stjärnor fluktuerar mycket när de ses från jorden. De är kända som variabla stjärnor. Det finns många av dem: bara i Vintergatans galax finns det cirka 45 000 av dem.

Enligt astrofysikprofessorn Coel Hellier är de mest variabla av dessa stjärnor kataklysmiska eller explosiva, variabla stjärnor. Deras ljusstyrka kan öka med en faktor 100 under dagen, minska, öka igen och så vidare. Sådana stjärnor är populära bland amatörastronomer.

Idag har vi en god förståelse för vad som händer med kataklysmiska variabla stjärnor. De är binära system där en stjärna är en vanlig stjärna och den andra är en vit dvärg. Materia från en vanlig stjärna faller på en ansamlingsskiva som kretsar kring den vita dvärgen. När skivans massa är tillräckligt hög börjar fusionen, vilket resulterar i en ökning av ljusstyrkan. Så småningom torkar syntesen och processen börjar igen. Ibland kollapsar en vit dvärg. Det finns tillräckligt med utvecklingsmöjligheter.

De mest ovanliga stjärnorna

Vissa typer av stjärnor är ganska ovanliga. De har inte nödvändigtvis extrema egenskaper som ljusstyrka eller massa, de är bara konstiga.

Som till exempel Torna-Zytkow-objekten. De är uppkallade efter fysikerna Kip Thorne och Anna Zhitkov, som först föreslog deras existens. Deras idé var att en neutronstjärna kunde bli kärnan i en röd jätte eller superjätte. Idén är otrolig, men... ett sådant föremål upptäcktes nyligen.

Ibland cirklar två stora gula stjärnor så nära varandra att de, oavsett vad som ligger mellan dem, ser ut som en gigantisk kosmisk jordnöt. Endast två sådana system är kända.

Przybylskis stjärna nämns ibland som ett exempel på en ovanlig stjärna eftersom dess stjärnljus skiljer sig från alla andra stjärnor. Astronomer mäter intensiteten för varje våglängd för att ta reda på vad stjärnan är gjord av. Detta är vanligtvis inte ett problem, men forskare försöker fortfarande förstå spektrumet av Przybylskis stjärna.

Baserat på material från listverse.com