Ainus füüsikaline suurus, mis võib tähte iseloomustada ja mida saab mõõta, on valgustus, mida täht loob kell maa pind. Optikast on teada, et valgustus E, tähe heledus L ja kaugus tähest R seosega seotud
E = L/ 4π R 2 .
Heledaima tähe Siiriuse tekitatud valgustus Maa pinnal on üle 10 10 korra suurem kui nõrgima vaadeldava tähe valgustus, kuid ligikaudu sama palju kordi väiksem kui Päikese tekitatud valgustus.
Teades kaugust tähest ja mõõtes selle tekitatavat valgustust, saab määrata selle ühe peamise füüsikalise omaduse - heleduse. Selgus, et tähtede heledused on hajutatud väga laias vahemikus. Enamiku tähtede heledus on väiksem kui Päikesel (kõige võimsamatel miljon korda), suurimate ja heledad tähed, mida nimetatakse valgeteks või sinisteks supergiantideks, on kümneid tuhandeid kordi suuremad.
Kõige kuumemate tähtede temperatuur on kuni 35 000 K. Nende maksimaalne kiirgus on kaugel ultraviolettpiirkonnas ja need tunduvad meile sinised. Tähed temperatuuriga 10 000 K on valged, need, mille temperatuur on 6000 K, on kollased ja need, mille temperatuur on 3000-3500 K, on punased.
|
temperatuur,K |
Nähtava spektri põhijooned (keemilised elemendid) |
Tähevärv |
Esindaja |
|
Sinakasvalge |
Vega (α Lyrae) |
||
|
Sirius (α Canis Major) |
|||
|
Metallid, OH, TiO |
Arcturus (α Vol-pasa) |
||
|
Metallid, OH, TiO |
Tumepunane |
R Jänes |
Tähevärv
Tähelepanelik vaatleja märkab kohe, et eredatel tähtedel on erinevat värvi. Seega on Vega (α Lyra) sinakasvalge, Aldebaran (α Taurus) on punakaskollane, Sirius (α Canis Major) valge, Antares (α Scorpio) punane, Päike ja Capella (α Auriga) kollane. Me ei näe tuhmimates tähtedes värve ainult oma nägemise iseärasuste tõttu. Tähe värvuse määrab selle temperatuur, mis tuleneb otseselt Wieni seadusest.
Tähe pinnaühiku kohta kiiratav energia määratakse Stefan-Boltzmanni seadusega. Tähe kogu pind on 4π R 2 (R- tähe raadius). Seetõttu määrab tähe heleduse avaldis
L= 4π R 2σ T.
Seega, kui teame tähe temperatuuri ja heledust, saame arvutada selle raadiuse. Täheketaste nurkmõõtmed on palju väiksemad piirnurk enamiku olemasolevate teleskoopide jaoks. Ainult suurimate teleskoopide ja spetsiaalsete vaatlusmeetodite abil oli võimalik mitte ainult otse mõõta mitme tähe läbimõõtu, vaid saada ka pilte nende ketastest.
Saadud täheraadiuste väärtused langevad üldiselt kokku antud heleduse valemi abil arvutatud väärtustega.
Tähtede massid jäävad väga kitsastesse piiridesse. Kui tähtede heledused jäävad vahemikku alates L ≈ 10 -4 L☉ kuni L ≈ 10 4 L☉ , raadiused - 0,01 piires R☉ kuni 3 . 10 3 R☉ , siis on tähtede mass vahemikus 0,02 M☉ kuni 100 M☉. Väiksema massiga keha ei ole enam täht ja suuremat ei saa eksisteerida. Selline täht on ebastabiilne ja tärkamisel kas heidub ülekaaluline või jaguneb kaheks või enamaks.
|
Tähe nimi |
Heledus, päikese heledustes |
Raadius, päikese raadiuses |
temperatuur,K |
Tihedus vee tiheduse suhtes |
|
|
Peamine järjestus |
|||||
|
ε Auriga |
|||||
|
α Centauri |
|||||
|
70 Ophiuchus |
|||||
|
Hiiglased |
|||||
|
Aldebaran |
|||||
|
Supergiandid |
|||||
|
Valged kääbused |
|||||
|
40 Eridani |
10 000Materjal saidilt |
||||
|
2,7 . 10 -3 | |||||
Tähtede heledus Heledus tähed, tähe valgustugevus, st tähe kiirgava valgusvoo suurus, mis sisaldub ühikulises ruuminurgas. Mõiste "tähe heledus" ei vasta üldfotomeetria mõistele "heledus". Tähe päikesekiirgus võib viidata kas tähe spektri mis tahes piirkonnale (tähe visuaalne päikesekiirgus, tähe fotograafiline päikesekiirgus jne) või selle kogukiirgusele (tähe bolomeetriline päikesekiirgus). Tähe heledus on tavaliselt väljendatud päikese heleduse ühikutes, mis on võrdne 3·1027 rahvusvahelise küünlaga ehk 3,8·1033 erg/sek. Üksikute tähtede heledused erinevad üksteisest suuresti: on tähti, mille bolomeetriline heledus ulatub päikese heleduse ühikutes poole miljonini (O-spektriklassi ülihiiglased tähed), aga ka tähti, mille bolomeetriline heledus on sadu tuhandeid kordi väiksem kui tähe heledus. Päike. Arvatakse, et on veel väiksema heledusega tähti. Tähtede masside, raadiuste ja pinnatemperatuuride kõrval on tähtede kõige olulisemad omadused heledused. Nende täheomaduste vahelist seost käsitletakse teoreetilises astrofüüsikas. Tähe asukoht L on seotud absoluudiga suurusjärk M sõltuvus:
M = -2,5 log L + 4,77.
Vaata ka Art. Tähed või T. temaga.
Suur Nõukogude entsüklopeedia. - M.: Nõukogude entsüklopeedia. 1969-1978 .
Vaadake, mis on "Star luminosity" teistes sõnaraamatutes:
Üldfüüsikas on heledus valguse energia voog sisse selles suunas. Eksperimentaalses osakeste füüsikas on heledus kiirendi või põrkuri parameeter, mis iseloomustab põrkuvate kiirte kokkupõrke intensiivsust... Wikipedia
Suurus, mida mõõdetakse tähe poolt kiiratud koguenergia ja kiirguse aja suhtega. S. tähe ühik SI-s on vatt. S. Päikest, mis võrdub 3,86 1026 W, kasutatakse teiste tähtede heleduse ühikuna ... Astronoomiline sõnaraamat
Heledus on termin, mida kasutatakse teatud füüsikaliste suuruste nimetamiseks. Sisukord 1 Fotomeetriline heledus 2 Taevakeha heledus ... Wikipedia
Tähtede kiirgusvõimsus. Tavaliselt väljendatakse ühikutes, mis on võrdsed päikese heledusega L? = 3,86?1026 W... Suur entsüklopeediline sõnaraamat
Kuum helendav taevakehad, sarnane Päikesele. Tähed on erineva suuruse, temperatuuri ja heledusega. Paljudes aspektides on Päike tüüpiline täht, kuigi tundub palju heledam ja suurem kui kõik teised tähed, kuna asub palju lähemal ... ... Collieri entsüklopeedia
I Valgustugevus pinna punktis, valgusvoo (vt Valgusvoog) suhe, mis tuleneb väikesest pinnaelemendist, mis sisaldab antud punkti, ja selle elemendi pindala suhe. Üks valguskogustest (vt Valguse kogused).... ... Suur Nõukogude entsüklopeedia
HELEDUS, TÄHE absoluutne heledus, selle pinna poolt sekundis kiirgava energia hulk. Väljendatakse vattides (džaulides sekundis) või päikese heleduse ühikutes. Bolomeetriline heledus mõõdab tähe valguse koguvõimsust ... ... Teaduslik ja tehniline entsüklopeediline sõnastik
Tähe HELEDUS, kiirgusvõimsus. Tavaliselt väljendatakse ühikutes, mis on võrdsed Päikese heledusega L¤ = 3,86×1026 W... entsüklopeediline sõnaraamat
Tähed suured suurused ja kõrged heledused. Hiiglase raadius ulatub 1000 päikeseraadiuseni ja selle heledus on 1000 korda suurem kui Päikese heledus. Hiiglaste keskmine tihedus on nende pikendatud hõreda kesta tõttu madal. Mõne jaoks...... Astronoomiline sõnaraamat
Tähed, kiirgusjõud. Tavaliselt väljendatakse päikese heleduse ühikutes 1,0 = 3,86*1026 W... Loodusteadus. entsüklopeediline sõnaraamat
Kujutage ette, et kusagil merel ööpimeduses vilgub vaikselt tuli. Kui kogenud meremees teile ei selgita, millega tegu, ei saa te sageli teada: see on kas taskulamp mööduva paadi ninas või võimas prožektor kaugest tuletornist.
Samas asendis sisse pime öö Vaatame ka sädelevaid tähti. Nende näiline sära sõltub ka nende tegelikust valgustugevusest, nn heledus, ja nende kaugusest meieni. Ainult teadmine tähe kaugusest võimaldab arvutada selle heledust võrreldes Päikesega. Näiteks Päikesest kümme korda vähem ereda tähe heledus väljendatakse 0,1-na.
Tähe valguse tegelikku intensiivsust saab väljendada isegi erinevalt, kui arvutada, mis suurusjärgus see meile paistaks, kui see asuks meist standardkaugusel 32,6 valgusaastat, st sellisel kaugusel, et valgus liiguks kiirusega 300 000 km/sek, oleks selle selle ajaga läbinud.
Sellise standardkauguse kasutuselevõtt on erinevate arvutuste jaoks osutunud mugavaks. Tähe, nagu iga valgusallika, heledus varieerub pöördvõrdeliselt sellest kauguse ruuduga. See seadus võimaldab meil arvutada absoluutarvu suurusjärgus või tähtede heledus, teades nende kaugust.
Kui tähtede kaugused said teada, saime arvutada nende heledused ehk siis sorteerida ja võrrelda neid samadel tingimustel. Tuleb tunnistada, et tulemused olid hämmastavad, kuna varem eeldati, et kõik tähed on "meie päikesega sarnased". Tähtede heledused osutusid hämmastavalt mitmekesiseteks ja neid ei saa meie reas võrrelda ühegi teerajajate reaga.
Toome ainult äärmuslikke näiteid heleduse kohta tähtede maailmas.
Pikka aega teadaolev nõrgim oli täht, mis on Päikesest 50 tuhat korda tuhmim ja selle absoluutne heleduse väärtus +16,6. Hiljem avastati aga veelgi tuhmimad tähed, mille heledus on päikesega võrreldes miljoneid kordi väiksem!
Mõõtmed kosmoses on petlikud: Maalt pärit Deneb särab heledamalt kui Antares, kuid Püstolit pole üldse näha. Meie planeedilt pärit vaatlejale tunduvad nii Deneb kui ka Antares aga Päikesega võrreldes lihtsalt tähtsusetud punktid. Kui vale see on, saab hinnata lihtsa fakti järgi: relv kiirgab sekundis sama palju valgust kui Päike aastas!
Täherea teisel serval seisab Kuldse kala "S"., mis on nähtav ainult Maa lõunapoolkera riikides tärnina (st pole isegi ilma teleskoobita nähtav!). Tegelikkuses on see 400 tuhat korda heledam kui päike, ja selle absoluutse heleduse väärtus: -8,9.
Absoluutne Meie Päikese heleduse väärtus on +5. Mitte eriti! 32,6 valgusaasta kauguselt oleks meil raskusi seda ilma binoklita näha.
Kui tavalise küünla heleduseks võtta Päikese heledust, siis sellega võrreldes on Dorado “S” võimas prožektor ja nõrgim täht on nõrgem kui haletsusväärne tulikärbes.
Seega on tähed kauged päikesed, kuid nende valguse intensiivsus võib olla meie tähe omast täiesti erinev. Piltlikult öeldes tuleks meie Päikese vahetamine teise vastu olla ettevaatlik. Ühe valgusest jääme pimedaks, teise valguses eksleksime nagu hämaruses.
Magnituudid
Kuna silmad on esimene mõõtmisvahend, peame teadma lihtsad reeglid, mis juhivad meie hinnanguid valgusallikate heleduse kohta. Meie hinnang heleduse erinevustele on pigem suhteline kui absoluutne. Võrreldes kahte nõrka tähte, näeme, et need erinevad üksteisest märgatavalt, kuid kahe heleda tähe puhul jääb sama heleduse erinevus meile märkamatuks, kuna see on ebaoluline võrreldes tähega. koguarv kiirganud valgust. Teisisõnu hindavad meie silmad sugulane, kuid mitte absoluutne sära erinevus.
Hipparkhos jagas esimesena palja silmaga nähtavad tähed nende heleduse järgi kuue klassi. Hiljem seda reeglit mõnevõrra täiustati ilma süsteemi ennast muutmata. Suurusklassid jaotati nii, et 1. tähesuuruse täht (keskmiselt 20) toodaks sada korda rohkem valgust kui 6. tähesuuruse täht, mis on enamiku inimeste jaoks nähtavuse piiril.
Ühe tähesuuruse erinevus võrdub ruuduga 2,512. Kahe tähesuuruse erinevus vastab 6,31-le (2,512 ruudus), kolme magnituudi erinevus vastab 15,85-le (2,512 kolmandale astmele), nelja tähesuuruse erinevus vastab 39,82 (2,512 neljandale astmele) ja erinevusele viis magnituudid vastavad 100-le (2.512 ruudus). viies aste).
Kuuenda tähesuurusega täht annab meile sada korda vähem valgust kui 1. suurusjärgu täht ja 11. tähesuuruse täht on kümme tuhat korda vähem. Kui võtame 21. tähesuuruse tähe, on selle heledus alla 100 000 000 korra.
Nagu juba selge - absoluutne ja suhteline sõiduväärtus,
asjad on täiesti võrreldamatud. Meie planeedi "suhtelise" vaatleja jaoks näeb Cygnuse tähtkujus Deneb välja umbes selline. Kuid tegelikult piisaks kogu Maa orbiidist vaevalt, et selle tähe ümbermõõt täielikult hõlmata.
Tähtede õigeks klassifitseerimiseks (ja need kõik erinevad üksteisest) peate hoolikalt tagama, et kogu naabertähtede suuruste vahelise intervalli jooksul säiliks heledussuhe 2,512. Lihtsa pilguga sellist tööd on võimatu teha, vajate spetsiaalseid tööriistu, nagu fotomeetrid Pickering, kasutades standardina põhjatähte või isegi "keskmist" tehistähte.
Samuti on mõõtmise mugavuse huvides vaja nõrgendada väga eredate tähtede valgust; seda saab saavutada kas polariseeriva seadme või abiga fotomeetriline kiil.
Puhtalt visuaalsed meetodid, isegi suurte teleskoopide abil, ei suuda laiendada meie suurusjärku nõrkade tähtedeni. Lisaks tuleks (ja saab) visuaalseid mõõtmismeetodeid teha ainult otse teleskoobis. Seetõttu on meie ajal puhtalt visuaalsest klassifitseerimisest juba loobutud ja kasutatakse fotoanalüüsi meetodit.
Kuidas võrrelda kahe erineva säraga tähe valguse hulka, mida fotoplaat saab? Et need näiksid ühesugused, on vaja heledama tähe valgust teadaoleva koguse võrra nõrgendada. Lihtsaim viis seda teha on asetada ava teleskoobi objektiivi ette. Teleskoobi siseneva valguse hulk varieerub sõltuvalt läätse pindalast, nii et iga tähe valguse sumbumist saab täpselt mõõta.
Valime standardseks tähe ja pildistame seda teleskoobi täisavaga. Seejärel teeme kindlaks, millist ava antud särituse juures kasutada, et heledama tähe pildistamisel saada sama pilt nagu esimesel juhul. Vähendatud ja täisavade pindalade suhe annab kahe objekti heleduse suhte.
See mõõtmismeetod annab veaks ainult 0,1 tähesuurust mis tahes tähe puhul vahemikus 1 kuni 18 tähesuurust. Sel viisil saadud suurusi nimetatakse fotovisuaalne.
Tähed. Heledus, spekter ja klassifikatsioon.
Mõned tähed säravad võimsamalt, teised nõrgemalt. Tähe kiirguse võimsust nimetatakse heleduseks. Heledus on tähe koguenergia 1 sekundi jooksul. Tähe heledus iseloomustab tähe poolt kiiratava energia voogu igas suunas ja selle võimsusmõõde on J/s või W. Heledus määratakse siis, kui on teada tähe näiv suurus ja kaugus. Kui astronoomial on täiesti usaldusväärsed meetodid näiva suuruse määramiseks instrumentaalsed meetodid, siis pole tähtede kaugust nii lihtne määrata. Päikese absoluutne magnituud kogu kiirgusvahemikus (bolomeetriline suurusjärk) on M = 4,72, heledus on L = 3,86∙10 26 W. Teades absoluutset suurust, saate leida heleduse: log L/L = 0,4 (M – M).
| Täht | Heledus |
| Sirius | 22 L |
| Canopus | 4700 liitrit |
| Arcturus | 107 l |
| Vega | 50 L |
Teiste tähtede heledused määratakse suhtelistes ühikutes, võrreldes Päikese heledusega. On teada tähed, mis kiirgavad kümneid tuhandeid kordi vähem kiirgust kui Päike. Ja täht S Doradus, nähtav ainult riikides lõunapoolkera Maa on nagu 8. tähesuurus (palja silmaga pole nähtav!), Päikesest miljon korda heledam, absoluutsuurus M = –10,6. Tähtede heledus võib erineda miljard korda. Väga suure heledusega tähtede hulgas eristatakse hiiglasi ja superhiiglasi. Enamikul hiiglastel on temperatuur 3000–4000 K, mistõttu neid nimetatakse punasteks hiiglasteks.
Aldebaran on punane hiiglane Sõnni tähtkujus.
Alpha Orionis - Betelgeuse. Supergiandid, nagu Betelgeuse, on kõige võimsamad valgusallikad. Madala heledusega tähti nimetatakse kääbusteks.
Väike täpp Siriuse kõrval on selle satelliit, valge kääbus Sirius B. Tähtede spektrid on nende passid kõigi tähetunnuste kirjeldusega. Tähed on valmistatud samast keemilised elemendid, mida Maal tuntakse, kuid protsentuaalselt domineerivad neis kerged elemendid: vesinik ja heelium. Tähe spektrist saate teada tema heleduse, kauguse tähest, temperatuuri, suuruse, keemiline koostis selle atmosfäär, pöörlemiskiirus ümber oma telje, liikumise tunnused ümber ühise raskuskeskme. Teleskoobile paigaldatud spektraalseade eraldab tähevalguse lainepikkuse järgi spektriribaks. Spektrist saab teada, milline energia tuleb tähelt erinevatel lainepikkustel ja hinnata selle temperatuuri väga täpselt. Tähtede värvus ja spekter on seotud nende temperatuuriga. Jahedates tähtedes, mille fotosfääri temperatuur on 3000 K, on ülekaalus kiirgus spektri punases piirkonnas. Selliste tähtede spektrid sisaldavad palju metallide ja molekulide jooni. Kuumades sinistes tähtedes, mille temperatuur on üle 10 000–15 000 K enamik aatomid on ioniseeritud. Täielikult ioniseeritud aatomid ei tekita spektrijooni, mistõttu on selliste tähtede spektris vähe jooni.
Spektri järgi jagunevad tähed spektriklassidesse:
|
Erinevate tähtede spektrid. Tähespektritele on iseloomulik ka nende olemasolu tohutu hulk eri elementidele kuuluvad neeldumisjooned. Nende joonte peen analüüs andis eriti väärtuslikku teavet tähtede väliskihtide olemuse kohta.
Tähtede väliskihtide keemilist koostist, kust nende kiirgus otse meieni jõuab, iseloomustab vesiniku täielik ülekaal. Heelium on teisel kohal ja teiste elementide arv on üsna väike. Umbes iga kümne tuhande vesinikuaatomi kohta on tuhat heeliumiaatomit, umbes 10 hapnikuaatomit, veidi vähem süsiniku ja lämmastiku aatomit ning ainult üks rauaaatom. Teiste elementide lisandid on täiesti tühised. Liialdamata võib öelda, et tähed koosnevad vesinikust ja heeliumist ning vähese raskemate elementide seguga. Tähe väliskihtide temperatuuri hea näitaja on selle värvus. O ja B spektritüüpide kuumad tähed on sinised; meie Päikesele sarnased tähed (mille spektriklass on G2) paistavad kollastena, spektriklasside K ja M tähed aga punased. Astrofüüsikas on hoolikalt välja töötatud ja täiesti objektiivne värvisüsteem. See põhineb erinevate rangelt standardiseeritud valgusfiltrite kaudu saadud vaadeldud suuruste võrdlusel. Kvantitatiivselt iseloomustab tähtede värvi erinevus kahe väärtuse vahel, mis on saadud kahe filtri kaudu, millest üks edastab valdavalt siniseid kiiri (“B”) ja teise spektraaltundlikkuse kõver on sarnane inimsilma järgi("V") Tähtede värvuse mõõtmise tehnoloogia on nii arenenud, et vastavalt mõõdetud B-V väärtus alamklassi täpsusega on võimalik määrata tähe spektriklass. Nõrkade tähtede puhul on värvianalüüs ainus viis nende spektraalseks klassifitseerimiseks.
Harvardi spektriklassifikatsioon põhineb teatud spektrijoonte olemasolul või puudumisel, samuti suhtelisel intensiivsusel.
Lisaks tabelis toodud põhilistele spektriklassidele suhteliselt jahedate tähtede jaoks on olemas ka klassid N ja R (süsinikmolekulide C2, tsüaniidi CN ja süsinikmonooksiidi CO neeldumisribad), klass S (titaanoksiidide TiO ja tsirkoonium ZrO ribad ), samuti kõige külmematele tähtedele – klass L (CrH riba, rubiidiumi, tseesiumi, kaaliumi ja naatriumi jooned). Tähtede alamtüüpi objektide - "pruunid kääbused", mille mass on tähtede ja planeetide vahel, on hiljuti kasutusele võetud spetsiaalne spektriklass T (vee, metaani ja molekulaarse vesiniku neeldumisribad). Spektriklasse O, B, A nimetatakse sageli kuumadeks või varasteks, klassideks F ja G on päikesekiirgus ning klassideks K ja M külmadeks või hilisteks spektriklassideks. Tähtede spektrite täpsemaks määratlemiseks on loetletud klasside vahelised intervallid jagatud 10 alamklassiks. Näiteks F5 on spektri vahepealne F0 ja G0 vahel. Päikese spektriklass on G2.
Avastuseni viis võimalus mõõta ja võrrelda erinevate tähtede heledust uus piirkond astronoomias - kolorimeetria. Kolorimeetria on tähtede värvi mõõtmine ja uurimine.
Värvitaju on puhtalt subjektiivne, see sõltub vaatleja võrkkesta reaktsioonist. Inimsilma värvitundlikkus on piiratud ligikaudu järgmise piirkonnaga: violetsetest kiirtest (4000 A) punaste kiirteni (7500 A). Tähed kiirgavad energiat kõigis elektromagnetilise spektri vahemikes, mitte ainult nähtavas piirkonnas. Tähtede värvid määratakse kiirguse intensiivsuse suhte järgi kahes või enamas spektripiirkonnas. Alguses tehti ettepanek mõõta tähtede värvi fotode abil. Kui tähte pildistatakse kahel fotoplaadil, millest üks on tundlik lühemate, siniste ja teine pikemate, punaste kiirte suhtes, siis on erinevatel fotoplaatidel tumenemine ehk nähtav suurusjärk erinev. Fotosuuruste erinevust nimetati värviindeksiks (CI).
CI = m(1) – m(2). Punastel tähtedel on positiivsed värviindeksid, sinivalgetel aga negatiivsed. Fotomeetrilise mõõtetehnoloogia arenedes ja fotokordistite tulekuga lepiti kokku värvisüsteemi U, B, V kasutamisega.U, B, V süsteem asendas senise fotograafilise ja fotovisuaalse värvimääramise süsteemi. U-värvisüsteem mõõdab tähe suurusi spektri ultraviolettpiirkonnas, B-värvisüsteem - tavalises fotograafilises piirkonnas, mis vastab sinistele kiirtele, ja V-värvisüsteem - värvide piirkonnas, mis domineerib valgustuse valguses. meie planeet, st. kollast värvi.
UBV süsteem.
Indeks värvid B-V võimaldab võrrelda kiirguse intensiivsust sinistes ja kollastes kiirtes ning U-B värviindeksit spektri ultraviolett- ja sinises vahemikus. Leppisime kokku eeldada, et B-V värviindeks AO-klassi tähe jaoks võrdne nulliga. See vastab kvantide voogule lainepikkusega 5550 A. Kui põhijada tähe värviindeks on negatiivne, siis on tegemist varajase spektritüübi tähega, mille pinnatemperatuur on üle 10 000 K. Kui värviindeks on positiivne , siis on tegemist hiliste spektriklasside tähega, mille pinnatemperatuur on alla 10 000 K. Seega luuakse kolorimeetrias põhijada tähtede puhul seos B-V värviindeksi, spektritüübi ja fotosfääri temperatuuri vahel. Tähti vaadeldakse harvade eranditega punktkiirguse allikatena. See tähendab, et nende nurkmõõtmed on väga väikesed. Isegi suurimad teleskoobid ei näe tähti "päris" ketastena. Tähte ei saa lahendada isegi suurimas teleskoobis.
Tähe suuruse määramise meetodid:
- Kuu varjutuse vaatluste põhjal saab määrata tähe nurga suurust ja teades tähe kaugust, saab määrata selle tegelikud lineaarsed mõõtmed;
- tähe suurust saab otse mõõta spetsiaalse seadme - optilise interferomeetri abil;
- tähe suurust saab teoreetiliselt arvutada, tuginedes Stefan-Boltzmanni seadusele vastavate hinnangute põhjal koguheledusele ja temperatuurile.
Päikese ja kääbuste võrdlevad suurused.
Tähtede suurused varieeruvad oluliselt: on kääbusi, hiiglasi ja tavalisi tähti, keda on enamus. Mõõtmised on näidanud, et valgete kääbuste suurused on mitu tuhat kilomeetrit ja punaste hiiglaste mõõtmed on suurustega võrreldavad Päikesesüsteem. Tähe mass on võib-olla selle kõige olulisem omadus. Mass määrab kõik elutee tähed. Tähtede kahendsüsteemidesse kuuluvate tähtede massi saab hinnata, kui on teada orbiidi poolsuurtelg a ja tiirlemisperiood T. Sel juhul määratakse massid Kepleri kolmanda seaduse järgi, mille saab kirjutada järgmiselt. vorm: siin M1 ja M2 on süsteemi komponentide massid, G – gravitatsioonikonstant. Võrrand annab süsteemi komponentide masside summa. Kui lisaks on teada orbiidi kiiruste suhe, siis saab nende massid eraldi määrata. Kahjuks saab sellisel viisil iga tähe massi määrata ainult suhteliselt väikese arvu kaksiksüsteemide puhul.
Kõik muud massi hindamise meetodid on kaudsed. Sisuliselt ei olnud astronoomial ega ole praegu meetodit isoleeritud tähe massi otseseks ja sõltumatuks määramiseks. Ja see on tõsine viga meie universumiteaduses. Kui selline meetod oleks olemas, oleks meie teadmiste areng palju kiirem. Põhijada tähtede puhul on kindlaks tehtud, et mida suurem on tähe mass, seda suurem on tähe heledus. See sõltuvus on mittelineaarne: näiteks massi kahekordistumise korral suureneb heledus rohkem kui 10 korda. Väiksemad tähed on oluliselt massiivsemad kui ükski Päikesesüsteemi planeet. Tähtede massid ulatuvad 0,1 Päikese massist mitmekümne Päikese massini. Seega erinevad tähtede massid vaid paarsada korda.
Enamiku tähtede masside ja heleduste võrdlemisel ilmneb järgmine seos: heledus on ligikaudu võrdeline massi neljanda astmega.
Gaasi tihedus Päikese keskmes on sada korda suurem kui vee tihedus. Päikesest kaks korda rohkem kaaluv täht kiirgab umbes 16 korda võimsamalt. Mõju all kõrge temperatuur(miljonid kelvinid) tuuma aatomid on täielikult ioniseeritud ja nendevahelised kaugused vähenevad. Gaasi tihedus Päikese keskmes on sada korda suurem kui vee tihedus. Ka tähe temperatuur tõuseb keskpunktile lähenedes. Iseloomustatakse ka varajase spektritüübi O, B, A tähti suured kiirused pöörlemine.
Tähtede ekvatoriaalsed pöörlemiskiirused: spekter v, km/s O5 400 A0 320 A5 250 F0 180
Suurimad täheldatud kiirused on tähtedel, mille spektris on emissioonijooned, ja loomulikult neutrontähtedel. Meie Päike pöörleb ekvatoriaalse kiirusega 2 km/s. Tähed on väga erineva suuruse, heleduse ja temperatuuri poolest.
Oma tohutu pindala tõttu eraldavad hiiglased mõõtmatult rohkem energiat kui tavalised tähed nagu Päike, hoolimata sellest, et nende pinnatemperatuur on palju madalam. Punase superhiiglase Betelgeuse (orioni) raadius on mitu korda suurem kui Päikese raadius. Seevastu tavalise punase tähe suurus ei ole tavaliselt suurem kui üks kümnendik Päikese suurusest. Erinevalt hiiglastest nimetatakse neid kääbusteks. Näiteks kaks sama spektritüübiga M2 tähte Betelgeuse ja Lalande 21185 erinevad heleduse poolest 600 000 korda. Betelgeuse valgustab 3000 korda rohkem kui Päike, Lalande 21185 aga 200 korda vähem. Tähed on hiiglased ja kääbused erinevad etapid selle evolutsioon ja hiiglane, olles jõudnud "vanadusse", võib muutuda valgeks kääbuseks. Punaste hiiglaste ja ülihiiglaste kõrval on valged ja sinised superhiiglased: Regulus (α Leo), Rigel (β Orion).
Teabe allikas: "Open Astronomy 2.5", LLC "PHYSICON"