СВЕТИМОСТЬ

Светимость звезды — это мера ее светового излучения, обычно выражаемая в ваттах или по отношению к светимости Солнца, составляющей 4 10 26 Вт. Таким образом звезда, светимость которой в 1 00 раз превосходит световое излучение Солнца, испускает свет с мощностью 4 ? 10²⁸ Вт.

В 1920 году сэр Артур Эддингтон собрал достаточно обширную информацию о двойных звездах и продемонстрировал, что чем больше масса звезды, тем сильнее ее светимость. Для звезд из Главной последовательности звездная масса изменяется в пределах от 0,1 солнечной в нижней части последовательности, где находятся звезды, сияющие тускло, светимость которых более чем в 10 000 меньше солнечной, до около 30 солнечных масс в верхней части последовательности, где находятся звезды, светимость которых в 1 млн. раз превосходит солнечную. Эддингтон показал, что для звезд Главной последовательности светимость увеличивается пропорционально кубу массы,[33] иными словами, звезда, масса которой вдвое превосходит массу Солнца, излучает примерно в 8 раз больше света, чем Солнце; звезда, масса которой в 3 раза превосходит массу Солнца, излучает примерно в 27 раз больше света, чем Солнце, а звезда с массой в 10 раз превосходящей массу Солнца излучает примерно в 1000 раз больше света, чем Солнце.

Абсолютная величина звезды определяется ее светимостью. Отношением Эддингтона можно пользоваться для того, чтобы узнать светимость, а следовательно, и абсолютную величину двойных звезд с известной массой, расположенных на неизвестном расстоянии. После 200 парсеков метод параллакса для измерения расстояний перестает действовать, так как угол параллакса оказывается слишком малым. Тем не менее за пределами этого расстояния можно проводить спектральный анализ двойных звезд, чтобы узнать их массу. Зная массу двойной звезды, мы можем определить ее светимость и абсолютную величину, если она принадлежит к Главной последовательности. Затем можно произвести оценку расстояния, пользуясь отношением между абсолютной величиной, расстоянием и видимой величиной. Помимо возможности оценки расстояния до двойных звезд за пределами 200 парсеков, отношение светимость/масса предоставляет граничные условия, которые должны быть объяснены для любой модели структуры звезды и процессов, происходящих в ее недрах.

См. также статьи "Звездная величина", "Звезды 4".

Примечания:

3

Иногда по осям диаграммы откладывают другие, взаимосвязанные с указанными в статье величины: по вертикальной оси — светимость, по горизонтальной — спектральный класс.

33

Время пребывания звезды на Главной последовательности оценивается формулой tзв = 10¹⁰ /М³, где учтено, что светимость звезды Главной последовательности пропорциональна четвертой степени ее массы.