Pencirian benda angkasa boleh menjadi sangat mengelirukan. Hanya bintang yang mempunyai magnitud jelas, mutlak, kecerahan dan parameter lain. Kami akan cuba menangani yang terakhir. Apakah kilauan bintang? Adakah ia mempunyai kaitan dengan keterlihatan mereka di langit malam? Apakah kilauan Matahari?
Sifat bintang
Bintang ialah badan kosmik yang sangat besar yang memancarkan cahaya. Mereka terbentuk daripada gas dan habuk, hasil daripada mampatan graviti. Di dalam bintang terdapat teras padat di mana tindak balas nuklear berlaku. Mereka membuat bintang bersinar. Ciri-ciri utama peneraju ialah spektrum, saiz, kecemerlangan, kecerahan, struktur dalaman. Semua parameter ini bergantung pada jisim bintang tertentu dan komposisi kimianya.
"pembina" utama badan angkasa ini ialah helium dan hidrogen. Dalam jumlah yang lebih kecil berbanding mereka, karbon, oksigen dan logam (mangan, silikon, besi) mungkin terkandung. Bintang muda mempunyai jumlah hidrogen dan helium yang paling banyak, dengan masa perkadarannya berkurangan, memberi laluan kepada unsur lain.
Aduhaikawasan dalaman bintang, persekitarannya sangat "panas". Suhu di dalamnya mencapai beberapa juta kelvin. Terdapat tindak balas berterusan di mana hidrogen ditukar kepada helium. Di permukaan, suhu jauh lebih rendah dan hanya mencecah beberapa ribu kelvin.
Apakah kilauan bintang?
Tindak balas gabungan di dalam bintang disertai dengan pembebasan tenaga. Kecerahan juga dipanggil kuantiti fizikal yang mencerminkan dengan tepat berapa banyak tenaga yang dihasilkan oleh benda angkasa dalam masa tertentu.
Ia sering dikelirukan dengan parameter lain, seperti kecerahan bintang di langit malam. Walau bagaimanapun, kecerahan atau nilai ketara ialah ciri anggaran yang tidak diukur dalam sebarang cara. Ia sebahagian besarnya berkaitan dengan jarak penerang dari Bumi dan hanya menerangkan sejauh mana bintang itu kelihatan di langit. Lebih kecil bilangan nilai ini, lebih besar kecerahan ketaranya.
Tidak seperti itu, kecerahan bintang ialah parameter objektif. Ia tidak bergantung kepada di mana pemerhati berada. Ini adalah ciri bintang yang menentukan kuasa tenaganya. Ia boleh berubah dalam tempoh berbeza evolusi badan angkasa.
Anggaran kepada kecerahan, tetapi tidak sama, ialah magnitud mutlak. Ia menandakan kecerahan bintang, boleh dilihat oleh pemerhati pada jarak 10 parsec atau 32.62 tahun cahaya. Ia biasanya digunakan untuk mengira kecerahan bintang.
Penentuan kecerahan
Jumlah tenaga yang dikeluarkan oleh benda angkasa ditentukan dalam watt (W), joule sesaat(J/s) atau dalam erg sesaat (erg/s). Terdapat beberapa cara untuk mencari parameter yang diperlukan.
Ia boleh dikira dengan mudah menggunakan formula L=0, 4(Ma -M) jika anda mengetahui nilai mutlak bintang yang dikehendaki. Jadi, huruf Latin L bermaksud kecerahan, huruf M ialah magnitud mutlak, dan Ma ialah magnitud mutlak Matahari (4.83 Ma).
Cara lain melibatkan lebih banyak pengetahuan tentang cahaya. Jika kita mengetahui jejari (R) dan suhu (Tef) permukaannya, maka kilauan boleh ditentukan dengan formula L=4pR 2sT4ef. Latin s dalam kes ini bermaksud kuantiti fizik yang stabil - pemalar Stefan-Boltzmann.
Kilauan Matahari kita ialah 3.839 x 1026 Watt. Untuk kesederhanaan dan kejelasan, saintis biasanya membandingkan kecerahan badan kosmik dengan nilai ini. Jadi, terdapat objek beribu-ribu atau berjuta-juta kali lebih lemah atau lebih berkuasa daripada Matahari.
Kelas kecerahan bintang
Untuk membandingkan bintang antara satu sama lain, ahli astrofizik menggunakan klasifikasi yang berbeza. Mereka dibahagikan mengikut spektrum, saiz, suhu, dll. Tetapi selalunya, untuk gambar yang lebih lengkap, beberapa ciri digunakan serentak.
Terdapat klasifikasi Harvard pusat berdasarkan spektrum yang dipancarkan oleh peneraju. Ia menggunakan huruf Latin, setiap satunya sepadan dengan warna sinaran tertentu (O-biru, B - putih-biru, A - putih, dll.).
Bintang daripada spektrum yang sama mungkin berbezakecerahan. Oleh itu, saintis telah membangunkan klasifikasi Yerk, yang juga mengambil kira parameter ini. Dia memisahkan mereka dengan kecerahan, berdasarkan magnitud mutlaknya. Pada masa yang sama, setiap jenis bintang diberikan bukan sahaja huruf spektrum, tetapi juga nombor yang bertanggungjawab untuk kilauan. Jadi, peruntukkan:
- hipergiant (0);
- gergasi super paling terang (Ia+);
- gergasi super terang (Ia);
- gergasi super biasa (Ib);
- gergasi terang (II);
- gergasi biasa (III);
- subgiants (IV);
- kerdil bagi jujukan utama (V);
- subdwarfs (VI);
- kerdil putih (VII);
Semakin besar kilauan, semakin kecil nilai nilai mutlak. Untuk gergasi dan supergergasi, ia ditunjukkan dengan tanda tolak.
Hubungan antara nilai mutlak, suhu, spektrum, kecerahan bintang ditunjukkan oleh gambar rajah Hertzsprung-Russell. Ia diterima pakai pada tahun 1910. Gambar rajah menggabungkan klasifikasi Harvard dan York dan membolehkan anda mempertimbangkan dan mengklasifikasikan cahaya secara lebih holistik.
Perbezaan dalam kecerahan
Parameter bintang sangat berkait antara satu sama lain. Kilauan dipengaruhi oleh suhu bintang dan jisimnya. Dan mereka sebahagian besarnya bergantung pada komposisi kimia bintang. Jisim bintang menjadi lebih besar, lebih sedikit unsur berat yang terkandung di dalamnya (lebih berat daripada hidrogen dan helium).
Hypergiants dan pelbagai supergiants mempunyai jisim terbesar. Mereka adalah bintang yang paling berkuasa dan paling terang di alam semesta, tetapi pada masa yang sama, mereka adalah yang paling jarang. Orang kerdil, sebaliknya, mempunyai jisim yang kecil dankilauan, tetapi membentuk kira-kira 90% daripada semua bintang.
Bintang paling besar yang diketahui pada masa ini ialah hypergergasi biru R136a1. Kecerahannya melebihi suria sebanyak 8.7 juta kali. Bintang berubah-ubah dalam buruj Cygnus (P Cygnus) mengatasi Matahari dalam kecerahan sebanyak 630,000 kali, dan S Doradus melebihi parameter ini sebanyak 500,000 kali. Salah satu bintang terkecil yang diketahui, 2MASS J0523-1403 mempunyai kecerahan 0.00126 Matahari.
