光度恆星。 恆星光度類

天體的特徵可以非常混亂。 只有明星們顯然絕對星等，亮度等參數。 對於後者，我們將試著去了解。 什麼是恆星的光度？ 是否有任何與他們在夜空中的知名度？ 什麼是太陽的亮度？

自然星星

星 - 發光的一個非常巨大的天體。 它們被從氣體和灰塵從重力壓縮所得的形成。 明星裡面是一個緻密核心，在核反應發生。 它們有助於星星的光芒。 光光譜的主要特點是大小，光澤，亮度，內部結構。 所有這些參數取決於恆星的質量和它的具體化學成分。

這些機構的主要“設計師”是氦氣和氫氣。 相對於它們的較小的量可以包含碳，氧和金屬（錳，矽，鐵）。 氫和氦的年輕恆星量最大，隨著時間的推移它們的比例減少，讓位給其他元素。

在內部區域星的情況是很“熱”。 在它們的溫度達到了幾百萬開氏度。 有連續反應，其中氫被轉化為氦。 從表面上看，溫度低得多，僅達到高達幾千開氏度。

什麼是恆星的光度？

在恆星內部熱核反應伴隨著能量的發射。 光度被稱為反映多少能量隨著時間的推移會產生一個天體的物理量。

人們常常混淆與其他參數，如夜空中的星星的亮度。 然而，亮度，或視星 - 約不能測量的特性。 這主要是由於從地球的光線的偏遠和介紹星星只是如何在天空中可見。 此值的數值越小，就越其視在亮度。

相對於此，恆星光度 - 這是一個客觀的參數。 它不依賴於觀察者的位置。 據星辰定義其能量容量的特性。 它可能在天體演化的不同階段而有所不同。

靠近亮度，但不完全相同，是絕對幅度。 它指的是光的亮度也就是觀察者可見在10秒差距，或32.62光年的距離。 通常它被用於計算恆星的亮度。

光度測定

能量的其釋放天體量以瓦特（W），每秒焦耳（J / S）或在爾格一秒確定（爾格/秒）。 有幾種方法可以找到所需的選項。

它很容易從公式L = 0,4（馬-M）來計算，如果需要知道星的絕對值。 因此，拉丁文字母L指定亮度，字母M - 是絕對量，和馬 - 太陽（4.83 Ma）的絕對值。

另一種方法涉及照明器有透徹的了解。 如果我們知道的半徑（R）和溫度（T _EF ）在其表面的，發光度可以由公式L = ² 4PR ST ⁴ _EF確定_。 拉丁S IN這種情況下指的是穩定的物理量 - 斯蒂芬 - 玻爾茲曼常數。

太陽的亮度為3,839 X 10月²⁶日瓦。 為了簡單和清楚，科學家通常比較外體的亮度與該值。 因此，有數以千計的物體或數百萬次以上的陽光或強或弱。

恆星光度類

對於一個明星之間的比較，天體物理學家使用不同的分類。 他們的光譜，大小，溫度等分 但最重要的，對於使用多個特徵更完整的畫面。

有基於所述光譜，其發射光的中央哈佛分類。 它使用字母，每一個對應於一個特定的發射顏色（藍 - O，B - 白色和藍色，A - 白色等）。

頻譜的恆星可能有不同的亮度。 因此，耶基斯科學家已經開發出一種分類，考慮到這個參數。 她共享基於絕對值他們的光度。 在這種情況下，每種類型的星記的不僅是字母，數字，負責的亮度範圍。 因此，釋放：

• hypergiants（0）;
• 亮的超巨星（IA +）;
• 明亮的超巨星（Ia）中;
• 正常超巨星（Ib）的;
• 亮巨星（II）;
• 正常巨人（III）;
• subgiants（IV）;
• 相形見絀主序列（V）;
• subdwarfs（VI）;
• 白矮星（VII）;

越大光度，絕對值的較低的值。 在巨人和超巨星，其表示以減號。

絕對值時，溫度範圍之間的關係，光度分示出了赫 - 拉塞爾。 它於1910年通過了回來。 圖聯合哈佛和耶基斯分類，並允許您檢查和光更全面的分類。

在亮度差異

分參數是高度相互關聯。 在受溫度和其質量恆星的亮度。 他們在很大程度上依賴於恆星的化學成分。 星質量變得更大，更小的重元素（除氫和氦更重）。

他們有非常大的質量和高hypergiants超巨星。 他們在宇宙中最強大和最耀眼的明星，但在同一時間，並不多見。 小矮人，相比之下，具有小質量和亮度，但佔所有明星的約90％。

最大質量恆星，這是目前已知，是一個藍色的hypergiants R136a1。 它的光度比太陽更大的870萬次。 在天鵝座（天鵝P）變星超過太陽630萬次，而劍魚座S的亮度超過此參數是500萬次。 一個已知的最小的星2MASS J0523-1403的有太陽0.00126的亮度。