البته نزدیکترین ستاره به ما خورشید است. فاصله زمین تا آن از نظر پارامترهای کیهانی بسیار کم است: از خورشید تا زمین نور خورشیدفقط 8 دقیقه طول می کشد.

همانطور که قبلا تصور می شد خورشید یک کوتوله زرد معمولی نیست. این بدنه مرکزی منظومه شمسی است که سیارات به دور آن می چرخند و تعداد زیادی عنصر سنگین دارد. این ستاره ای است که پس از چندین انفجار ابرنواختری شکل گرفته است و یک منظومه سیاره ای در اطراف آن شکل گرفته است. به دلیل موقعیت نزدیک به شرایط ایده آل، حیات در سیاره سوم زمین به وجود آمد. خورشید در حال حاضر پنج میلیارد سال سن دارد. اما بیایید بفهمیم چرا می درخشد؟ ساختار خورشید چیست و چه ویژگی هایی دارد؟ چه آینده ای برای او رقم می زند؟ چقدر تأثیر قابل توجهی بر روی زمین و ساکنان آن دارد؟ خورشید ستاره ای است که تمام 9 سیاره منظومه شمسی از جمله سیاره ما به دور آن می چرخند. 1 a.u. (واحد نجومی) = 150 میلیون کیلومتر - به همان اندازه میانگین فاصله زمین تا خورشید است. منظومه شمسی شامل نه سیاره بزرگ، حدود صد ماهواره، بسیاری از دنباله دارها، ده ها هزار سیارک (سیاره های کوچک)، شهاب سنگ ها و گاز و غبار بین سیاره ای است. در مرکز همه چیز خورشید ما قرار دارد.

خورشید میلیون‌ها سال است که می‌درخشد، که با تحقیقات بیولوژیکی مدرن به‌دست‌آمده از بقایای جلبک‌های آبی-سبز-آبی تأیید می‌شود. اگر دمای سطح خورشید حتی 10 درصد تغییر کند، تمام حیات روی زمین می میرد. بنابراین، خوب است که ستاره ما به طور مساوی انرژی لازم برای شکوفایی بشریت و سایر موجودات روی زمین را ساطع کند. در ادیان و اسطوره های مردم جهان، خورشید همیشه جایگاه اصلی را به خود اختصاص داده است. تقریباً برای تمام مردمان دوران باستان، خورشید مهمترین خدا بود: هلیوس - در میان یونانیان باستان، را - خدای خورشید مصریان باستان و یاریلو در میان اسلاوها. خورشید گرما، برداشت محصول را به ارمغان آورد، همه به آن احترام گذاشتند، زیرا بدون آن زندگی روی زمین وجود نخواهد داشت. اندازه خورشید قابل توجه است. برای مثال جرم خورشید 330000 برابر جرم زمین و شعاع آن 109 برابر بیشتر است. اما چگالی ستاره ما کوچک است - 1.4 برابر بیشتر از چگالی آب. حرکت نقاط روی سطح توسط خود گالیله گالیله مورد توجه قرار گرفت و بدین ترتیب ثابت شد که خورشید ثابت نمی ایستد، بلکه می چرخد.

منطقه همرفتی خورشید

منطقه رادیواکتیو حدود 2/3 قطر داخلی خورشید است و شعاع آن حدود 140 هزار کیلومتر است. با دور شدن از مرکز، فوتون ها انرژی خود را تحت تأثیر برخورد از دست می دهند. این پدیده پدیده همرفت نامیده می شود. این یادآور فرآیندی است که در یک کتری در حال جوش رخ می دهد: انرژی حاصل از آن عنصر گرمایش، بسیار علاوه بر اینمقدار حرارتی که توسط رسانش حذف می شود. آب گرمدر نزدیکی آتش قرار دارد، بالا می رود و سردتر پایین می رود. این فرآیند را کنوانسیون می نامند. منظور از همرفت این است که گاز متراکم تری روی سطح پخش می شود، خنک می شود و دوباره به مرکز می رود. فرآیند اختلاط در ناحیه همرفتی خورشید به طور مداوم انجام می شود. با نگاه کردن از طریق تلسکوپ به سطح خورشید، می توانید ساختار دانه ای آن - دانه بندی ها را ببینید. انگار از گرانول درست شده! این به دلیل همرفتی است که در زیر فوتوسفر رخ می دهد.

فوتوسفر خورشید

یک لایه نازک (400 کیلومتر) - فتوسفر خورشید، مستقیماً در پشت منطقه همرفتی قرار دارد و نشان دهنده "سطح واقعی خورشیدی" قابل مشاهده از زمین است. گرانول های موجود در فوتوسفر اولین بار توسط یانسن فرانسوی در سال 1885 عکاسی شدند. اندازه گرانول متوسط ​​1000 کیلومتر است، با سرعت 1 کیلومتر در ثانیه حرکت می کند و تقریباً 15 دقیقه وجود دارد. تشکیلات تاریک در فوتوسفر را می توان در قسمت استوایی مشاهده کرد و سپس آنها را جابجا کرد. میدان های مغناطیسی قوی از ویژگی های بارز چنین نقاطی است. و رنگ تیره به دلیل دمای کمتر نسبت به فوتوسفر اطراف به دست می آید.

کروموسفر خورشید

کروموسفر خورشید ( کره رنگی) یک لایه متراکم (10000 کیلومتر) از جو خورشید است که مستقیماً در پشت فتوسفر قرار دارد. مشاهده کروموسفر به دلیل نزدیکی آن به فوتوسفر کاملاً مشکل است. زمانی که ماه فتوسفر را می پوشاند بهتر دیده می شود، یعنی. در هنگام خورشید گرفتگی

برجستگی های خورشیدی انتشار عظیمی از هیدروژن هستند که شبیه رشته های درخشان بلند هستند. برجستگی ها تا فواصل بسیار زیادی بالا می روند و به قطر خورشید (1.4 میلی متر کیلومتر) می رسند، با سرعتی در حدود 300 کیلومتر در ثانیه حرکت می کنند و دما به 10000 درجه می رسد.

تاج خورشیدی لایه های بیرونی و گسترده جو خورشید است که از بالای کروموسفر سرچشمه می گیرد. طول تاج خورشیدی بسیار طولانی است و به چندین قطر خورشیدی می رسد. دانشمندان هنوز پاسخ روشنی به این سؤال که دقیقاً به کجا ختم می شود، دریافت نکرده اند.

ترکیب تاج خورشیدی یک پلاسمای کمیاب و بسیار یونیزه است. حاوی یون‌های سنگین، الکترون‌هایی با هسته هلیوم و پروتون‌ها است. دمای تاج از 1 تا 2 میلیون درجه کلوین نسبت به سطح خورشید می رسد.

باد خورشیدی خروج مداوم ماده (پلاسما) از پوسته بیرونی جو خورشید است. از پروتون، هسته اتم و الکترون تشکیل شده است. سرعت باد خورشیدی می تواند از 300 کیلومتر در ثانیه تا 1500 کیلومتر بر ثانیه، مطابق با فرآیندهایی که روی خورشید رخ می دهد، متغیر باشد. باد خورشیدی در سراسر جهان پخش می شود منظومه شمسیو تعامل با میدان مغناطیسیزمین پدیده های مختلفی ایجاد می کند که یکی از آنها شفق شمالی است.

ویژگی های خورشید

جرم خورشید: 2∙1030 کیلوگرم (332946 جرم زمین)
قطر: 1392000 کیلومتر
شعاع: 696000 کیلومتر
میانگین چگالی: 1400 کیلوگرم بر متر مکعب
شیب محور: 7.25 درجه (نسبت به صفحه دایره البروج)
دمای سطح: 5780 کلوین
دمای مرکز خورشید: 15 میلیون درجه
کلاس طیفی: G2 V
میانگین فاصله از زمین: 150 میلیون کیلومتر
سن: 5 میلیارد سال
دوره چرخش: 25.380 روز
درخشندگی: 3.86∙1026 W
قدر ظاهری: 26.75 متر

ویژگی های اجرام آسمانی می تواند بسیار گیج کننده باشد. فقط ستاره ها دارای قدر ظاهری، قدر مطلق، درخشندگی و پارامترهای دیگر هستند. ما سعی خواهیم کرد آن را با دومی کشف کنیم. درخشندگی ستارگان چقدر است؟ آیا ربطی به دید آنها در آسمان شب دارد؟ درخشندگی خورشید چقدر است؟

طبیعت ستاره ها

ستاره ها اجرام کیهانی بسیار عظیمی هستند که نور ساطع می کنند. آنها از گازها و غبار در نتیجه فشرده سازی گرانشی تشکیل می شوند. درون ستاره ها یک هسته متراکم وجود دارد که در آن واکنش های هسته ای رخ می دهد. آنها به درخشش ستاره ها کمک می کنند. ویژگی های اصلی لامپ ها طیف، اندازه، درخشندگی، درخشندگی و ساختار داخلی است. همه این پارامترها به جرم یک ستاره خاص و آن بستگی دارد ترکیب شیمیایی.

"طراحان" اصلی این اجرام آسمانی هلیم و هیدروژن هستند. در مقادیر کمتر نسبت به آنها، ممکن است حاوی کربن، اکسیژن و فلزات (منگنز، سیلیکون، آهن) باشند. ستارگان جوان دارای بیشترین مقدار هیدروژن و هلیوم با گذشت زمان هستند، نسبت آنها کاهش می یابد و جای خود را به عناصر دیگر می دهد.

در مناطق درونی ستاره، وضعیت بسیار "گرم" است. دما در آنها به چند میلیون کلوین می رسد. در اینجا واکنش های پیوسته ای وجود دارد که در آن هیدروژن به هلیوم تبدیل می شود. در سطح دما بسیار کمتر است و تنها به چند هزار کلوین می رسد.

درخشندگی ستارگان چقدر است؟

واکنش های حرارتی درون ستارگان با آزاد شدن انرژی همراه است. درخشندگی یک کمیت فیزیکی است که دقیقاً منعکس کننده مقدار انرژی است که یک جرم آسمانی در یک زمان معین تولید می کند.

اغلب با پارامترهای دیگر، مانند روشنایی ستارگان در آسمان شب اشتباه گرفته می شود. با این حال، روشنایی یا مقدار قابل مشاهده یک مشخصه تقریبی است که به هیچ وجه اندازه گیری نمی شود. این تا حد زیادی به فاصله ستاره از زمین مربوط می شود و تنها چگونگی دیده شدن ستاره در آسمان را توصیف می کند. هرچه تعداد این مقدار کمتر باشد، روشنایی ظاهری آن بیشتر است.

در مقابل، درخشندگی ستارگان یک پارامتر عینی است. این بستگی به محل حضور ناظر ندارد. این ویژگی یک ستاره است که قدرت انرژی آن را تعیین می کند. این می تواند در طول دوره های مختلف تکامل یک جرم آسمانی تغییر کند.

درخشندگی تقریبی، اما نه یکسان، نشان دهنده درخشندگی ستاره ای است که در فاصله 10 پارسک یا 32.62 سال نوری برای یک ناظر قابل مشاهده است. معمولاً برای محاسبه درخشندگی ستارگان استفاده می شود.

تعیین درخشندگی

مقدار انرژی که یک جرم آسمانی ساطع می کند بر حسب وات (W)، ژول در ثانیه (J/s) یا ارگ در ثانیه (erg/s) اندازه گیری می شود. راه های مختلفی برای یافتن پارامتر مورد نیاز وجود دارد.

اگر قدر مطلق ستاره مورد نظر را بدانید، می توان آن را به راحتی با استفاده از فرمول L = 0.4 (Ma -M) محاسبه کرد. بنابراین، حرف لاتین L نشان دهنده درخشندگی، حرف M قدر مطلق و Ma قدر مطلق خورشید است (4.83 Ma).

روش دیگر شامل دانش بیشتر در مورد لامپ است. اگر شعاع (R) و دمای (T ef) سطح آن را بدانیم، درخشندگی را می توان با فرمول L=4pR 2 sT 4 ef تعیین کرد. s لاتین در این مورد به معنای یک کمیت فیزیکی پایدار است - ثابت استفان بولتزمن.

درخشندگی خورشید ما 3.839×1026 وات است. برای سادگی و وضوح، دانشمندان معمولاً درخشندگی را با هم مقایسه می کنند بدن کیهانیدقیقا با این مقدار بنابراین، اجسامی وجود دارند که هزاران یا میلیون ها بار ضعیف تر یا قدرتمندتر از خورشید هستند.

کلاس های درخشندگی ستاره

اخترفیزیکدانان برای مقایسه ستارگان با یکدیگر استفاده می کنند طبقه بندی های مختلف. آنها بر اساس طیف، اندازه، دما و غیره تقسیم می شوند. اما بیشتر اوقات، چندین ویژگی به طور همزمان برای تصویر کامل تر استفاده می شود.

یک طبقه‌بندی مرکزی هاروارد بر اساس طیف‌هایی که نورافشان منتشر می‌کنند وجود دارد. از حروف لاتین استفاده می کند که هر کدام مربوط به رنگ خاصی از تابش است (O - آبی، B - سفید-آبی، A - سفید و غیره).

ستاره های یک طیف می توانند درخشندگی های متفاوتی داشته باشند. بنابراین، دانشمندان طبقه بندی Yerke را توسعه داده اند که این پارامتر را در نظر می گیرد. آنها را با درخشندگی بر اساس قدر مطلق جدا می کند. علاوه بر این، به هر نوع ستاره نه تنها حروف طیف، بلکه اعداد مسئول درخشندگی نیز اختصاص داده شده است. بنابراین، آنها تشخیص می دهند:

• هایپرغول (0);
• درخشان ترین ابرغول ها (Ia+)؛
• ابرغول های روشن (Ia)؛
• ابرغول های معمولی (Ib)؛
• غول های روشن (II)؛
• غول های معمولی (III)؛
• زیرغول (IV)؛
• کوتوله های دنباله اصلی (V);
• زیر کوتوله ها (VI)؛
• کوتوله های سفید (VII)؛

هر چه درخشندگی بیشتر باشد، قدر مطلق کمتر است. برای غول ها و ابرغول ها با علامت منفی نشان داده شده است.

رابطه بین قدر مطلق، دما، طیف و درخشندگی ستارگان توسط نمودار هرتسسپرونگ-راسل نشان داده شده است. در سال 1910 به تصویب رسید. این نمودار رده‌بندی‌های هاروارد و یرکه را ترکیب می‌کند و به ما امکان می‌دهد تا به طور کلی‌تری نورافشان را مشاهده و طبقه‌بندی کنیم.

تفاوت درخشندگی

پارامترهای ستارگان به شدت با یکدیگر مرتبط هستند. درخشندگی تحت تأثیر دمای ستاره و جرم آن است. و آنها تا حد زیادی به ترکیب شیمیایی ستاره بستگی دارند. جرم یک ستاره بیشتر می شود، هر چه عناصر سنگین آن کمتر باشد (سنگین تر از هیدروژن و هلیوم).

ابرغول ها و ابرغول های مختلف بیشترین جرم را دارند. آنها قدرتمندترین و درخشان ترین ستاره های جهان هستند، اما در عین حال، نادرترین ستاره ها نیز هستند. برعکس، کوتوله ها جرم و درخشندگی کمی دارند، اما حدود 90 درصد از کل ستارگان را تشکیل می دهند.

پرجرم ترین ستاره ای که در حال حاضر شناخته شده است ابرغول آبی R136a1 است. درخشندگی آن 8.7 میلیون بار بیشتر از درخشندگی خورشید است. ستاره متغیر صورت فلکی ماکیان (P Cygnus) 630000 برابر از درخشندگی خورشید و S Doradus 500000 برابر از این پارامتر فراتر رفته است. یکی از کوچکترین ستاره های شناخته شده، 2MASS J0523-1403، دارای درخشندگی 0.00126 خورشیدی است.

از نظر بصری، ستارگان برای یک ناظر روی زمین متفاوت به نظر می رسند: برخی درخشان تر، برخی دیگر کم نورتر می شوند.

با این حال، این هنوز قدرت واقعی تابش آنها را نشان نمی دهد، زیرا ستاره ها در فواصل مختلف هستند.

به عنوان مثال، ریگل آبی از صورت فلکی شکارچی دارای قدر مرئی 0.11 است و درخشان ترین سیریوس که در نزدیکی آسمان قرار دارد، دارای قدر قابل مشاهده منهای 1.5 است.

با این حال، ریگل 2200 برابر بیشتر از سیریوس انرژی مرئی ساطع می کند و تنها به این دلیل که 90 برابر از سیریوس از ما دورتر است، کم نورتر به نظر می رسد.

بنابراین، قدر ظاهری خود نمی تواند مشخصه ستاره باشد، زیرا به فاصله بستگی دارد.

مشخصه واقعی قدرت تابش یک ستاره درخشندگی آن است، یعنی کل انرژی که ستاره در واحد زمان ساطع می کند.

درخشندگیدر نجوم، کل انرژی ساطع شده توسط یک جسم نجومی (سیاره، ستاره، کهکشان و غیره) در واحد زمان. اندازه گیری در واحدهای مطلق: وات (W) - اینچ سیستم بین المللیواحدهای SI؛ erg/s – در سیستم GHS (سانتی متر-گرم-ثانیه)؛ یا در واحدهای درخشندگی خورشیدی (درخشندگی خورشیدی L s = 3.86·10 33 erg/s یا 3.8·10 26 W).

درخشندگی به فاصله تا جسم بستگی ندارد.

درخشندگی یکی از مهمترین ویژگی های ستاره ای است که امکان مقایسه بین آنها را فراهم می کند انواع مختلفستاره ها در نمودارهای "طیف - درخشندگی"، "جرم - درخشندگی".

که در آن R شعاع ستاره، T دمای سطح آن، σ ثابت استفان-بولتزمن است.

لازم به ذکر است که درخشندگی ستارگان بسیار متفاوت است: ستارگانی وجود دارند که درخشندگی آنها 500000 برابر بیشتر از خورشید است و ستارگان کوتوله ای وجود دارند که درخشندگی آنها تقریباً به همان میزان کمتر است.

درخشندگی یک ستاره را می توان بر حسب واحدهای فیزیکی (مثلاً وات) اندازه گیری کرد، اما اخترشناسان اغلب درخشندگی ستاره ها را در واحدهای درخشندگی خورشیدی بیان می کنند.

شما همچنین می توانید درخشندگی واقعی یک ستاره را با استفاده از آن بیان کنید قدر مطلق.

بیایید تصور کنیم که همه ستارگان را در کنار هم قرار داده ایم و از همان فاصله آنها را مشاهده می کنیم. سپس قدر ظاهری دیگر به فاصله بستگی نخواهد داشت و فقط با درخشندگی تعیین می شود.

فاصله استاندارد 10 ps (پارسک) است.

قدر ظاهری (m) که یک ستاره در آن فاصله خواهد داشت، قدر مطلق (M) نامیده می شود.

بنابراین، قدر مطلق یک مشخصه کمی درخشندگی یک جسم است، برابر با قدری که جسم در فاصله استاندارد 10 پارسک خواهد داشت.

از آنجایی که روشنایی با مجذور فاصله نسبت معکوس دارد، پس

که در آن E روشنایی ایجاد شده توسط ستاره ای است که r parsec از زمین فاصله دارد. E 0 - روشنایی از همان ستاره از فاصله استاندارد r 0 (10 عدد).

با استفاده از فرمول پوگسون، به دست می آوریم:

m – M = -2.5lg(E/E 0) = -2.5lg(r 0 /r) 2 = -5lgr 0 + 5lgr.

این دلالت می کنه که

M = m + 5lgr 0 - 5lgr.

برای r 0 = 10 عدد

M = m + 5 - 5lgr. (1)

اگر در (1) r = r 0 = 10 عدد، آن M = m- با تعریف قدر مطلق.

تفاوت بین قدر مرئی (m) و مطلق (M) مدول فاصله نامیده می شود

m - M = 5 lgr - 5 .

در حالی که M فقط به درخشندگی خود ستاره بستگی دارد، m نیز به فاصله r (بر حسب ps) تا آن ستاره بستگی دارد.

به عنوان مثال، بیایید قدر مطلق یکی از درخشان ترین و نزدیک ترین ستاره ها به ما - قنطورس را محاسبه کنیم.

قدر ظاهری آن -0.1 و فاصله آن 1.33 ps است. با جایگزینی این مقادیر به فرمول (1)، به دست می آوریم: M = -0.1 + 5 - 5lg1.33 = 4.3.

یعنی قدر مطلق قنطورس نزدیک به قدر مطلق خورشید برابر با 4.8 است.

همچنین باید جذب نور ستاره توسط محیط بین ستاره ای را نیز در نظر گرفت. این جذب باعث تضعیف درخشندگی ستاره و افزایش قدر ظاهری m می شود.

در این مورد: m = M - 5 + 5lgr + A(r)، که در آن عبارت A(r) جذب بین ستاره ای را در نظر می گیرد.

درخشندگی
قدرهای ظاهری و مطلق
ویکیپدیا