Сәулелену қуатының өлшемі

Кіріспе

Объект шығаратын сәулелі электромагниттік қуатты өлшеу. Жарықтық – уақыт бірлігіне сәулеленген электромагниттік энергияның (жарықтың) абсолюттік өлшемі және жарық шығаратын объектінің сәулелі қуатына синоним. Астрономияда жарықтық – жұлдыздың, галактиканың немесе басқа астрономиялық нысанның бір уақыт ішінде шығаратын электромагниттік энергияның жалпы мөлшері. СИ жүйесінде жарықтық секундына джоульмен немесе ваттпен өлшенеді. Астрономияда жарықтық мәні көбінесе Күннің жарықтығы L⊙ арқылы беріледі. Жарықтық астрономиялық шама жүйесінде де көрсетілуі мүмкін: объектінің абсолютті болометриялық шамасы (Mbol) – оның жалпы энергия шығару жылдамдығының логарифмдік өлшемі, ал абсолюттік шамасы – белгілі бір толқын ұзындығы диапазонында немесе сүзгі жолағындағы жарықтықтың логарифмдік өлшемі. Керісінше, астрономияда "жарық" термині көбінесе объектінің көзге көрінетін жарықтығын білдіреді, яғни объект бақылаушыға қаншалықты жарқын көрінеді. Көрінетін жарықтық объектінің жарықтығына, объект пен бақылаушы арасындағы қашықтыққа, сондай-ақ объектіден бақылаушыға дейінгі жол бойындағы жарықтың жұтылуына байланысты. Көрінетін шама – көзге көрінетін жарықтықтың логарифмдік өлшемі. Жарықтық арқылы анықталатын қашықтық белгісіз болуы мүмкін, сондықтан оны кейде жарықтық қашықтық деп атайды.

Өлшем

"Жарқындылық" термині басқаша белгіленбесе, SI бірліктерінде (ватт) немесе күннің жарқындылығымен салыстырылатын болмометрлік жарқындылықты білдіреді. Болометр – кең спектрлі сәулелену энергиясын сіңіру және одан туындаған жылуды өлшеу арқылы жұмыс істейтін құрал. Жұлдыз сонымен қатар нейтриноларды да сәулелендіреді, олар энергияның бір бөлігін алып кетеді (мысалы, Күн үшін шамамен 2%), бұл жұлдыздың жалпы жарқындылығына үлесін қосады. Халықаралық астрономиялық одақ (IAU) күннің жарқындылығының 3.828 шамасын стандарттық мән ретінде қабылдады, бұл күннің жарқындығы бірліктерінде дәйекті және салыстыруға болатын нәтижелерді жариялауға көмектеседі. Болометрлер болғанымен, оларды жұлдыздың тіпті көзге көрінетін жарқындығын өлшеу үшін қолдану мүмкін емес, себебі олар электромагниттік спектрге жеткілікті сезімтал емес, сондай-ақ көптеген толқын ұзындықтары Жер бетіне жетпейді. Іс жүзінде болометриялық шамалар белгілі бір толқын ұзындықтарында өлшеулер жасау және осы өлшеулерге ең сәйкес келетін толық спектрдің моделін құру арқылы анықталады. Кейде бағалау процесі өте қиынға соғады, энергия шығысының 1% -дан да аз бөлігі байқалғанда жарқындылық есептеледі, мысалы, ыстық Вольф-Рейет жұлдызын тек инфрақызыл сәуледе байқағанда. Болометриялық жарқындылықты белгілі бір спектральдық жолақтағы жарқындылыққа болометриялық түзетулер қолдану арқылы да есептеуге болады. "Жарқындылық" термині сонымен қатар K жолағының жарқындылығы, визуалды жарқындылық сияқты нақты спектральдық жолақтармен де байланысты қолданылады. Бұл, әдетте, сәулелену қуатының абсолюттік өлшемінің нақты мағынасындағы жарқындылық емес, фотометриялық жүйедегі белгілі бір сүзгіге сәйкес анықталған абсолютті шамалар болып табылады. Әртүрлі фотометриялық жүйелер бар. Олардың кейбіреулері, мысалы UBV немесе Джонсон жүйесі, фотометриялық стандартты жұлдыздарға сүйене отырып анықталады, ал басқалары, мысалы AB жүйесі, спектральдық ағын тығыздығымен анықталады.

Жұлдыздық жарықтылық

Жұлдыздың жарықтығы екі жұлдыздық қасиеті арқылы анықталады: мөлшері және тиімді температурасы. Біріншісі әдетте күн радиусы, R⊙, екіншісі – кельвинмен беріледі, бірақ көп жағдайда екеуін де тікелей өлшеу мүмкін емес. Жұлдыздың радиусын анықтау үшін тағы екі өлшем қажет: жұлдыздың бұрыштық диаметрі және Жерден арақашықтығы. Бұлардың екеуі де кейбір жағдайларда жоғары дәлдікпен өлшенуі мүмкін, суық супергиганттар көбінесе үлкен бұрыштық диаметрге ие, ал кейбір салқын дамыған жұлдыздардың атмосферасында VLBI арқылы параллаксты өлшеуге қолданылатын мазерлер бар. Дегенмен, көптеген жұлдыздардың бұрыштық диаметрі немесе параллаксы, немесе екеуі де біздің өлшеу қабілетімізден тыс. Тиімді температура – жарықтылықты тудыратын қара дене температурасын көрсететін сан болғандықтан, оны тікелей өлшеуге болмайды, бірақ оны спектрден бағалауға болады. Жұлдыздың жарықтығын өлшеудің тағы бір жолы – жұлдыздың көрінетін жарықтығы мен арақашықтығын өлшеу. Жарықтылықты анықтау үшін қажетті үшінші компонент – жұлдызаралық ортада (ЖЗО), Жер атмосферасында және жұлдыздардың айналасындағы материяда газ бен шаң болуынан туындайтын жұлдызаралық сіңірудің дәрежесі. Осылайша, жұлдыздың жарықтығын анықтаудағы астрономияның маңызды міндеттерінің бірі – осы компоненттердің әрқайсысы үшін дәл өлшемдер алу, оларсыз жарықтылықтың нақты мәні анықталмайды. Сіңіруді тек нақты және байқалған жарықтылық белгілі болғанда ғана тікелей өлшеуге болады, бірақ оны жұлдызаралық ортадан күтілетін қызыл түске қарай өзгеру деңгейінің модельдерін пайдалана отырып, жұлдыздың байқалған түсінен бағалауға болады. Жұлдыздарды классификациялаудың қазіргі жүйесінде жұлдыздар температураға сәйкес топтастырылады, мұнда массивті, өте жас және энергетикалық О класының жұлдыздары 30 000 К-тан жоғары температураға ие, ал массасы аз, әдетте ескі M класының жұлдыздары 3 500 К-тан төмен температураны көрсетеді. Жарықтылық температураның төртінші дәрежесіне пропорционал болғандықтан, жұлдыздық температураның үлкен өзгеруі жұлдыздық жарықтықтың одан да үлкен өзгеруіне әкеледі. Жарықтылық жұлдыз массасының жоғары дәрежесіне байланысты болғандықтан, жарық жұлдыздардың өмір сүру мерзімі қысқа болады. Ең жарық жұлдыздар әрқашан жас жұлдыздар, ең экстремалды жағдайда бірнеше миллион жылдан аспайды. Герцспрунг-Рассел диаграммасында x ось температураны немесе спектрлік класты, ал y ось жарықтылықты немесе шаманы көрсетеді. Көптеген жұлдыздар негізгі тізбекте орналасқан, көк түсті О класының жұлдыздары диаграмманың сол жақ жоғарғы бөлігінде, ал қызыл түсті М класының жұлдыздары оң жақ төменгі бөлігінде орналасқан. Денеб және Бетельгейзе сияқты кейбір жұлдыздар негізгі тізбектен жоғары және оң жақта орналасқан, яғни олар негізгі тізбектегі әріптестерінен жарықтырақ немесе салқынырақ. Бір температурада жарықтылықтың артуы немесе бір жарықтылықта температураның төмендеуі бұл жұлдыздардың негізгі тізбектегілерге қарағанда үлкен екенін көрсетеді және олар алыптар немесе супергиганттар деп аталады. Көк және ақ супергиганттар – жоғары жарықтылықты жұлдыздар, негізгі тізбектегі ең жарық жұлдыздарға қарағанда сәл салқынырақ. Мысалы, Денеб сияқты жұлдыздың жарықтығы шамамен 200 000 L⊙, спектрлік класы A2, ал тиімді температурасы шамамен 8 500 К, яғни оның радиусы шамамен . Салыстыру үшін, қызыл супергигант Бетельгейзедің жарықтығы шамамен 100 000 L⊙, спектрлік класы M2, ал температурасы шамамен 3 500 К, яғни оның радиусы шамамен . Қызыл супергиганттар – жұлдыздардың ең үлкен түрі, бірақ ең жарықтылары әлдеқайда кішкентай және ыстық, температурасы 50 000 К және одан да жоғары, ал жарықтығы бірнеше миллион L⊙, яғни олардың радиусы бірнеше ондаған R⊙. Мысалы, R136a1 температурасы 46 000 К-тан жоғары және жарықтылығы 6 100 000 L⊙-тан асады (көбінесе ультракөк сәуледе), ал оның радиусы тек .

A star's luminosity can be determined from two stellar characteristics: size and effective temperature. The former is typically represented in terms of solar radii, R⊙, while the latter is represented in kelvins, but in most cases neither can be measured directly. To determine a star's radius, two other metrics are needed: the star's angular diameter and its distance from Earth. Both can be measured with great accuracy in certain cases, with cool supergiants often having large angular diameters, and some cool evolved stars having masers in their atmospheres that can be used to measure the parallax using VLBI. However, for most stars the angular diameter or parallax, or both, are far below our ability to measure with any certainty. Since the effective temperature is merely a number that represents the temperature of a black body that would reproduce the luminosity, it obviously cannot be measured directly, but it can be estimated from the spectrum. An alternative way to measure stellar luminosity is to measure the star's apparent brightness and distance. A third component needed to derive the luminosity is the degree of interstellar extinction that is present, a condition that usually arises because of gas and dust present in the interstellar medium (ISM), the Earth's atmosphere, and circumstellar matter. Consequently, one of astronomy's central challenges in determining a star's luminosity is to derive accurate measurements for each of these components, without which an accurate luminosity figure remains elusive. Extinction can only be measured directly if the actual and observed luminosities are both known, but it can be estimated from the observed colour of a star, using models of the expected level of reddening from the interstellar medium. In the current system of stellar classification, stars are grouped according to temperature, with the massive, very young and energetic Class O stars boasting temperatures in excess of 30,000 K while the less massive, typically older Class M stars exhibit temperatures less than 3,500 K. Because luminosity is proportional to temperature to the fourth power, the large variation in stellar temperatures produces an even vaster variation in stellar luminosity. Because the luminosity depends on a high power of the stellar mass, high mass luminous stars have much shorter lifetimes. The most luminous stars are always young stars, no more than a few million years for the most extreme. In the Hertzsprung–Russell diagram, the x axis represents temperature or spectral type while the y axis represents luminosity or magnitude. The vast majority of stars are found along the main sequence with blue Class O stars found at the top left of the chart while red Class M stars fall to the bottom right. Certain stars like Deneb and Betelgeuse are found above and to the right of the main sequence, more luminous or cooler than their equivalents on the main sequence. Increased luminosity at the same temperature, or alternatively cooler temperature at the same luminosity, indicates that these stars are larger than those on the main sequence and they are called giants or supergiants. Blue and white supergiants are high luminosity stars somewhat cooler than the most luminous main sequence stars. A star like Deneb, for example, has a luminosity around 200,000 L⊙, a spectral type of A2, and an effective temperature around 8,500 K, meaning it has a radius around For comparison, the red supergiant Betelgeuse has a luminosity around 100,000 L⊙, a spectral type of M2, and a temperature around 3,500 K, meaning its radius is about Red supergiants are the largest type of star, but the most luminous are much smaller and hotter, with temperatures up to 50,000 K and more and luminosities of several million L⊙, meaning their radii are just a few tens of R⊙. For example, R136a1 has a temperature over 46,000 K and a luminosity of more than 6,100,000 L⊙ (mostly in the UV), it is only .

Радио жарықтылығы

Радио көзінің жарқылығы W Hz^(−1) бірліктерімен өлшенеді, осылайша оны қандай жолақтың үстінен өлшенгенін нақты көрсету қажеттігінен қытырлады. Радио көзінің байқалатын күші немесе ағын тығыздығы Янскиде өлшенеді, мысалы, 1 миллион метр қашықтықтағы 10 Вт қуатты таратушыны, 1 МГц жолақты сәулелендіруді қарастырайық. Күш бақылаушыға жеткен кезде, оның қуаты 4πr^(2) ауданы бар сфераның бетіне, яғни шамамен 1.26×10^(13) м^(2) таралады, сондықтан оның ағын тығыздығы 1 = 10 / 10^(6) / (1.26×10^(13)) W m^(−2) Hz^(−1) = 8×10^(7) Jy құрайды. Көбінесе, космологиялық қашықтықтағы көздер үшін, көздің спектрлік индексі α үшін k түзетуі, сондай-ақ, сәулеленушінің тынығу аясындағы жиілік шкаласы бақылаушының тынығу аясындағысынан өзгеше екендігіне байланысты релятивистік түзету жасалуы тиіс. Осылайша, изотроптық сәуле шығаруды ескере отырып, радио жарқылығының толық өрнегі:

мұнда Lν – W Hz^(−1) бірліктерімен өлшенген жарқылық, Sobs – W m^(−2) Hz^(−1) бірліктерімен өлшенген байқалатын ағын тығыздығы, DL – метрмен өлшенген жарқылық қашықтығы, z – қызыл жылжу, α – спектрлік индекс ( , және радиоастрономияда, жылулық сәулеленуді ескере отырып, спектрлік индекс әдетте 2-ге тең). Мысалы, 1.4 ГГц жиілігінде 1 қызыл жылжудағы радио көзінен 1 Дж сигнал қарастырайық. Нед Райттың космология калькуляторы 1 қызыл жылжу үшін 6701 Мпк = 2×10^(26) м жарқылық қашықтығын есептейді, бұл радио жарқылығын береді. Радионың жалпы қуатын есептеу үшін, осы жарқылықты сәулеленудің жолақтығы бойынша интегралдау қажет. Көбінесе жолақтықты бақылау жиілігіне тең деп қарастырылады, бұл сәулеленген қуаттың нөлдік жиіліктен бақылау жиілігіне дейін біркелкі қарқынмен таралуын болжайды. Жоғарыдағы мысалда, жалпы қуат 1 = 4×10^(27) × 1.4×10^(9) = 5.7×10^(36) Вт құрайды. Бұл кейде Күннің жалпы (барлық толқын ұзындығы бойынша интеграцияланған) жарқырауымен салыстырылады, ол 3.86×10^(26) Вт-қа тең, бұл радио қуатын 1.5×10^(10) L⊙ құрайды.