Основными источниками света во Вселенной являются звезды. Из приведенных выше примеров видно, сколь велик световой поток, излучаемый ближайшей к нам звездой — Солнцем, если учесть, что на Землю падает лишь двухмиллиардная доля этого потока.
Звезды легко различают по видимому блеску на небе. Чем ярче светит звезда, тем большую освещенность создает она на сетчатке нашего глаза. Поэтому для количественной характеристики видимого блеска звезд пользуются тем же символом Е, которым обозначают освещенность. Кроме того, при сравнительной оценке этого блеска применяют исторически сложившееся понятие видимых (визуальных) звездных величин т. Видимая звездная величина — это число как целое, так и дробное, как положительное, так и отрицательное. Чем ярче светит звезда, тем меньше ее видимая величина.
Условились считать, что если разность видимых величин двух звезд равна единице, то они отличаются по блеску в 2,512 раза:
С помощью современной техники видимые звездные величины определяют с большой точностью. Например, звезды Сириус (альфа Б. Пса), Вега (альфа Лиры) и Капелла (альфа Возничего) имеют видимые величины —1m,50, +0m,14 и +0m,21 соответственно. Видимая величина звезд, едва заметных невооруженным глазом, близка к +6 m, а в наиболее крупные телескопы можно сфотографировать звезды вплоть до +23 m.
Шкалу звездных величин применяют ко всем светилам неба, в том числе к Луне, планетам и кометам, которые сами по себе не излучают света, а светят либо отраженным светом Солнца (Луна и планеты), либо трансформированным в видимый свет его коротковолнового излучения. Видимый блеск Луны и планет существенно зависит от их положения относительно Земли и Солнца в момент наблюдения и поэтому изменяется в значительных пределах. Например, видимая звездная величина Марса колеблется от —2 до +2 m,2. Видимая звездная величина самого яркого светила ночного неба — Луны — в полнолуние достигает—13,7, а уже через неделю уменьшается более чем в 25 раз.
Поскольку lg2,512=0,4, получается удобная для расчетов формула
Видимая величина еще не характеризует истинной светимости звезд, т. е. количества света, который излучает звезда в единицу времени. Ведь звезды удалены от нас на самые различные расстояния. Например, Сириус светит на небе в 27 раз ярче Полярной звезды. Но Полярная звезда в 53 раза дальше Сириуса и ее действительная светимость в 300 раз превосходит светимость Сириуса.
Проделаем простой опыт. Поместим фотометр между двумя горящими свечами так, чтобы оба его поля были освещены одинаково и граница между ними была незаметна. Будем затем отодвигать одну из свечей от фотометра. При этом легко заметить, что освещенность поля, обращенного к отодвигаемой свече, быстро уменьшается. Это и понятно. Чем дальше от фотометра находится свеча, тем меньшая часть излучаемого ею света попадает в окошко фотометра.
Таким образом, чтобы судить о действительной светимости звезд, необходимо установить зависимость убывания их блеска с увеличением расстояния.
Пусть в центре воображаемой сферы радиуса R находится звезда, радиус г которой пренебрежимо мал по сравнению с R. Полагая, что звезда излучает свет равномерно по всем направлениям, будем считать ее точечным источником света. Весь свет, излучаемый звездой в единицу времени, назовем полным световым потоком Фo. Нормально падая на внутреннюю поверхность сферы, этот поток создает освещенность.
Эта формула выражает первый закон освещенности: при нормальном падении лучей освещенность поверхности пропорциональна полному световому потоку точечного источника света в обратно пропорциональна квадрату расстояния этого источника до освещаемой поверхности.
Основной характеристикой звезды является ее светимость. Рассмотрим, как используют первый закон освещенности для определения истинной светимости звезд.
Звезды с измеренным параллаксом мысленно располагают на расстоянии 10 пс, которое называют стандартным. Пусть видимый блеск звезды равен Е. На стандартном расстоянии он составит Ео.
Здесь под М понимают воображаемую визуальную звездную величину, которую имела бы звезда, находясь на стандартном расстоянии 10 пс, и которую называют абсолютной визуальной звездной величиной.
Преобразуя выражение и учитывая, что R==1/Р, находим две важные формулы:
M=m+5-5lgR. (1)
M=m+5+51gP. (2)
Следует помнить, что в формуле (1) расстояние выражается в парсеках, а в формуле (2) параллакс выражается в угловых секундах.
Определив абсолютные визуальные величины М1и М2 двух каких-либо звезд, можно судить, во сколько раз светимость L1 одной из них больше светимости L2 другой.
Поскольку все звезды для земного наблюдателя являются точечными источниками света, отношение их блеска на стандартном расстоянии равно отношению их светимостей:
Обычно светимость звезд сравнивают со светимостью Солнца, которую принимают за единицу.
Существуют звезды, светимость которых в десятки тысяч раз превышает светимость Солнца. Такие звезды называют гигантами и сверхгигантами. К ним, например, относится Ригель (бета Ориона). Ригель светит так ярко, как светили бы 80 тыс. звезд, подобных Солнцу, вместе взятых. Огромное расстояние, на котором находится Ригель, свет преодолевает только за 11 столетий! Поэтому Земли достигает лишь ничтожная доля излучения этой звезды.
В окрестностях Солнца радиусом до 5 пс насчитывается около 50 звезд. Но среди них нет ни одного гиганта. Наоборот, главным образом это звезды-карлики сравнительно низкой светимости. Самая близкая к нам звезда Проксима светит в 10 тыс. раз слабее Солнца. Несколько звезд по светимости близки к Солнцу, например Толиман (L==1,3). Самой яркой из этих 50 звезд является Сириус, абсолютная звездная величина которого +2m,3.
Задачи

Темы