Taevakehade iseloomustus võib olla väga segane. Ainult tähtedel on näiv, absoluutne suurus, heledus ja muud parameetrid. Viimasega püüame tegeleda. Mis on tähtede heledus? Kas sellel on midagi pistmist nende nähtavusega öötaevas? Mis on Päikese heledus?
Tähede olemus
Tähed on väga massiivsed kosmilised kehad, mis kiirgavad valgust. Need tekivad gaasidest ja tolmust gravitatsioonilise kokkusurumise tulemusena. Tähtede sees on tihe tuum, milles toimuvad tuumareaktsioonid. Nad panevad tähed särama. Valgustite peamised omadused on spekter, suurus, sära, heledus, sisemine struktuur. Kõik need parameetrid sõltuvad konkreetse tähe massist ja selle keemilisest koostisest.
Nende taevakehade peamised "konstruktorid" on heelium ja vesinik. Nendega võrreldes võib sisaldada süsinikku, hapnikku ja metalle (mangaan, räni, raud) väiksemas koguses. Noortes tähtedes on kõige rohkem vesinikku ja heeliumi, aja jooksul nende osakaal väheneb, andes teed teistele elementidele.
Wotähe sisemised piirkonnad, keskkond on väga "kuum". Temperatuur neis ulatub mitme miljoni kelvinini. Toimuvad pidevad reaktsioonid, mille käigus vesinik muudetakse heeliumiks. Pinnal on temperatuur palju madalam ja ulatub vaid mõne tuhande kelvinini.
Mis on tähtede heledus?
Tähte sees toimuvate termotuumareaktsioonidega kaasneb energia vabanemine. Heledust nimetatakse ka füüsikaliseks suuruseks, mis peegeldab täpselt seda, kui palju energiat taevakeha teatud aja jooksul toodab.
Seda aetakse sageli segi muude parameetritega, näiteks tähtede heledusega öötaevas. Heledus või näiv väärtus on aga ligikaudne omadus, mida ei mõõdeta mingil viisil. See on suuresti seotud valgusti kaugusega Maast ja kirjeldab ainult seda, kui hästi täht taevas nähtav on. Mida väiksem on selle väärtuse arv, seda suurem on selle näiv heledus.
Erinev alt sellest on tähtede heledus objektiivne parameeter. See ei sõltu sellest, kus vaatleja on. See on tähe omadus, mis määrab selle energiavõimsuse. See võib taevakeha evolutsiooni erinevatel perioodidel muutuda.
Ligikaudne heledus, kuid mitte identne, on absoluutne suurus. See tähistab tähe heledust, mis on vaatlejale nähtav 10 parseki ehk 32,62 valgusaasta kaugusel. Seda kasutatakse tavaliselt tähtede heleduse arvutamiseks.
Heleduse määramine
Taevakeha kiirgava energia hulk määratakse vattides (W), džaulides sekundis(J/s) või ergs sekundis (erg/s). Vajaliku parameetri leidmiseks on mitu võimalust.
Seda saab hõlpsasti arvutada valemiga L=0, 4(Ma -M), kui teate soovitud tähe absoluutväärtust. Niisiis, ladina täht L tähistab heledust, täht M on absoluutne suurus ja Ma on Päikese absoluutne suurus (4,83 Ma).
Teine viis hõlmab rohkem teadmisi valgusti kohta. Kui teame selle pinna raadiust (R) ja temperatuuri (Tef), siis saab heleduse määrata valemiga L=4pR 2sT4ef. Ladina s tähendab antud juhul stabiilset füüsikalist suurust – Stefan-Boltzmanni konstanti.
Meie päikese heledus on 3,839 x 1026 vatti. Lihtsuse ja selguse huvides võrdlevad teadlased tavaliselt kosmilise keha heledust selle väärtusega. Seega on objekte, mis on Päikesest tuhandeid või miljoneid kordi nõrgemad või võimsamad.
Tähe heledusklassid
Tähtede võrdlemiseks kasutavad astrofüüsikud erinevaid klassifikatsioone. Need on jagatud spektrite, suuruste, temperatuuride jne järgi. Kuid enamasti kasutatakse terviklikuma pildi saamiseks mitut tunnust korraga.
On olemas Harvardi keskne klassifikatsioon, mis põhineb valgustite kiirgavatel spektritel. See kasutab ladina tähti, millest igaüks vastab konkreetsele kiirguse värvile (O-sinine, B - valge-sinine, A - valge jne).
Sama spektriga tähed võivad olla erinevadheledus. Seetõttu on teadlased välja töötanud Yerki klassifikatsiooni, mis võtab arvesse ka seda parameetrit. Ta eraldab need heleduse järgi, lähtudes nende absoluutsest suurusest. Samal ajal määratakse igale tähetüübile mitte ainult spektri tähed, vaid ka heleduse eest vastutavad numbrid. Niisiis, eraldage:
- hüpergiants (0);
- säravaimad superhiiglased (Ia+);
- heledad superhiiglased (Ia);
- tavalised superhiiglased (Ib);
- heledad hiiglased (II);
- tavalised hiiglased (III);
- alluvad (IV);
- põhijada kääbused (V);
- subdwarfs (VI);
- valged kääbused (VII);
Mida suurem on heledus, seda väiksem on absoluutväärtus. Hiiglaste ja superhiiglaste puhul on see tähistatud miinusmärgiga.
Tähtede absoluutväärtuse, temperatuuri, spektri ja heleduse vahelist seost näitab Hertzsprung-Russelli diagramm. See võeti vastu 1910. aastal. Diagramm ühendab Harvardi ja Yorki klassifikatsiooni ning võimaldab teil valgusteid terviklikum alt käsitleda ja klassifitseerida.
Heleduse erinevus
Tähtede parameetrid on omavahel tugev alt seotud. Heledust mõjutavad tähe temperatuur ja selle mass. Ja need sõltuvad suuresti tähe keemilisest koostisest. Tähe mass muutub seda suuremaks, mida vähem raskeid elemente see sisaldab (raskemad kui vesinik ja heelium).
Hüpergiantidel ja erinevatel superhiiglastel on suurim mass. Need on universumi võimsaimad ja heledamad tähed, kuid samal ajal on nad ka kõige haruldasemad. Kääbustel on vastupidi väike mass jaheledus, kuid moodustavad umbes 90% kõigist tähtedest.
Kõige massiivsem praegu teadaolev täht on sinine hüperhiiglane R136a1. Selle heledus ületab päikese oma 8,7 miljonit korda. Muutuv täht Cygnuse tähtkujus (P Cygnus) ületab Päikese heleduse poolest 630 000 korda ja S Doradus ületab selle parameetri 500 000 korda. Ühe väikseima teadaoleva tähe 2MASS J0523-1403 heledus on 0,00126 Päikese heledusest.
