Žvaigždžių spalva, temperatūra ir sudėtis. Žvaigždės šviesumas, žvaigždės spindulys, paviršiaus temperatūra – astronominės žvaigždės ypatybės

Įsivaizduokite, kad kažkur jūroje nakties tamsoje tyliai mirga šviesa. Nebent patyręs buriuotojas jums nepaaiškins, kas tai yra, dažnai nesužinosite: tai arba žibintuvėlis praplaukiančio laivo priekyje, arba galingas prožektorius iš tolimo švyturio.

Toje pačioje padėtyje tamsi naktis Mes taip pat žiūrime į mirksinčias žvaigždes. Jų matomas blizgesys priklauso nuo jų tikrojo šviesos stiprio, vadinamo šviesumo, ir iš jų atstumo iki mūsų. Tik žinant atstumą iki žvaigždės galima apskaičiuoti jos šviesumą, palyginti su Saule. Pavyzdžiui, žvaigždės, kuri tikrovėje yra dešimt kartų mažiau ryški nei Saulė, šviesumas bus išreikštas 0,1.

Kitas būdas išreikšti tikrąjį žvaigždės šviesos intensyvumą yra apskaičiuoti, kokio stiprumo ji mums atrodytų, jei ji būtų standartiniu 32,6 atstumu nuo mūsų. šviesmečiai, tai yra tokia, kad per šį laiką pro jį prasiskverbtų 300 000 km/s greičiu skriejanti šviesa.

Tokio standartinio atstumo nustatymas pasirodė patogus atliekant įvairius skaičiavimus. Žvaigždės, kaip ir bet kurio šviesos šaltinio, ryškumas kinta atvirkščiai, atsižvelgiant į atstumo nuo jos kvadratą. Šis dėsnis leidžia apskaičiuoti absoliučius žvaigždžių dydžius arba šviesumą, žinant atstumą iki jų.

Kai tapo žinomi atstumai iki žvaigždžių, galėjome apskaičiuoti jų šviesumą, tai yra, galėjome jas surikiuoti ir palyginti tarpusavyje tomis pačiomis sąlygomis. Reikia pripažinti, kad rezultatai buvo nuostabūs, nes anksčiau buvo manoma, kad visos žvaigždės yra „panašios į mūsų Saulę“. Žvaigždžių šviesumas pasirodė nepaprastai įvairus, ir jų mūsų linijoje negalima palyginti su jokia pionierių linija.

Pateiksime tik kraštutinius skaisčio pavyzdžius žvaigždžių pasaulyje.

Nuo seno žinoma blankiausia žvaigždė, 50 tūkstančių kartų blankesnė už Saulę, o jos absoliutus šviesumo dydis: +16,6. Tačiau vėliau buvo aptiktos ir blankesnės žvaigždės, kurių šviesumas, lyginant su saule, yra milijonus kartų mažesnis!

Matmenys erdvėje apgaulingi: Denebas iš Žemės šviečia ryškiau nei Antaresas, bet Pistoleto visai nesimato. Tačiau mūsų planetos stebėtojui Denebas ir Antaresas atrodo tiesiog nereikšmingi taškai, palyginti su Saule. Kiek tai neteisinga, galima spręsti pagal paprastas faktas: Pistoletas skleidžia tiek šviesos per sekundę, kiek Saulė per metus!

Kitame žvaigždžių linijos krašte stovi Auksinės žuvelės „S“., matomas tik pietinio Žemės pusrutulio šalyse kaip žvaigždutė (tai yra net nematoma be teleskopo!). Tiesą sakant, jis yra 400 tūkstančių kartų ryškesnis už Saulę, o absoliučios šviesumo vertė yra -8,9.

Absoliutus Mūsų Saulės šviesumo vertė yra +5. Ne tiek daug! Iš 32,6 šviesmečio atstumo mums būtų sunku jį pamatyti be žiūronų.

Jei įprastos žvakės ryškumas laikomas Saulės ryškumu, tai, palyginti su ja, Dorado „S“ bus galingas prožektorius, o silpniausia žvaigždė yra silpnesnė už apgailėtiniausią ugniagesį.

Taigi, žvaigždės yra tolimos saulės, tačiau jų šviesos intensyvumas gali visiškai skirtis nuo mūsų žvaigždės. Vaizdžiai tariant, savo Saulę pakeisti kita reikėtų daryti atsargiai. Nuo vieno šviesos apaktume, kito šviesoje klaidžiotume tarsi prieblandoje.

Dydžiai

Kadangi akys yra pirmasis matavimo instrumentas, turime žinoti paprastos taisyklės, kurie reguliuoja mūsų apskaičiavimus apie šviesos šaltinių ryškumą. Mūsų ryškumo skirtumų vertinimas yra santykinis, o ne absoliutus. Palyginus dvi neryškias žvaigždes, matome, kad jos pastebimai skiriasi viena nuo kitos, tačiau dviejų ryškių žvaigždžių ryškumo skirtumo mes nepastebime, nes jis yra nereikšmingas, palyginti su bendras skaičius skleidžiama šviesa. Kitaip tariant, mūsų akys vertina giminaitis, ne absoliutus blizgesio skirtumas.

Hiparchas pirmasis plika akimi matomas žvaigždes suskirstė į šešias klases pagal jų ryškumą. Vėliau ši taisyklė buvo kiek patobulinta nekeičiant pačios sistemos. Didumo klasės buvo paskirstytos taip, kad 1-ojo dydžio žvaigždė (vidutiniškai 20) skleistų šimtą kartų daugiau šviesos nei 6-ojo dydžio žvaigždė, kuri yra ties matomumo riba daugeliui žmonių.

Vieno dydžio skirtumas lygus 2,512 kvadratui. Dviejų dydžių skirtumas atitinka 6,31 (2,512 kvadratas), trijų dydžių skirtumas atitinka 15,85 (2,512 trečiajam laipsniui), keturių dydžių skirtumas atitinka 39,82 (2,512 - ketvirtasis laipsnis), o penkių dydžių skirtumas. dydžiai atitinka 100 (2,512 kvadrato penktasis laipsnis).

6-ojo didumo žvaigždė suteikia mums šimtą kartų mažiau šviesos nei 1-ojo dydžio žvaigždė, o 11-ojo didumo žvaigždė – dešimt tūkstančių kartų mažiau. Jei paimsime 21-ojo dydžio žvaigždę, tada jos ryškumas bus mažesnis nei 100 000 000 kartų.

Kaip jau aišku – absoliuti ir santykinė vairavimo vertė,
dalykai yra visiškai nepalyginami. „Santykiniam“ stebėtojui iš mūsų planetos Denebas Cygnus žvaigždyne atrodo maždaug taip. Tačiau iš tikrųjų visos Žemės orbitos vos pakaktų, kad būtų galima visiškai sutalpinti šios žvaigždės perimetrą.

Norėdami teisingai klasifikuoti žvaigždes (ir jos visos skiriasi viena nuo kitos), turite atidžiai užtikrinti, kad per visą intervalą tarp gretimų žvaigždžių dydžių būtų išlaikytas 2,512 ryškumo santykis. Neįmanoma atlikti tokio darbo plika akimi, jums reikia specialių įrankių, pvz fotometrai Pickering, naudojamas kaip standartas Šiaurės žvaigždė ar net „vidutinė“ dirbtinė žvaigždė.

Taip pat matavimų patogumui būtina susilpninti labai ryškių žvaigždžių šviesą; tai galima pasiekti naudojant poliarizuojantį įrenginį arba naudojant fotometrinis pleištas.

Grynai vizualūs metodai, net ir naudojant didelius teleskopus, negali išplėsti mūsų dydžio skalės iki silpnų žvaigždžių. Be to, vizualiniai matavimo metodai turėtų būti (ir gali būti) atlikti tik tiesiai prie teleskopo. Todėl mūsų laikais grynai vizualinės klasifikacijos jau atsisakyta, naudojamas fotoanalizės metodas.

Kaip galite palyginti šviesos kiekį, kurį fotografinė plokštė gauna iš dviejų skirtingo spindesio žvaigždžių? Kad jie atrodytų vienodi, reikia žinomu kiekiu susilpninti ryškesnės žvaigždės šviesą. Lengviausias būdas tai padaryti – diafragmą padėti prieš teleskopo objektyvą. Į teleskopą patenkančios šviesos kiekis skiriasi priklausomai nuo objektyvo ploto, todėl galima tiksliai išmatuoti bet kurios žvaigždės šviesos slopinimą.

Išsirinkime kokią nors žvaigždę kaip standartinę ir nufotografuokime ją su visa teleskopo diafragma. Tada nustatysime, kokią diafragmą naudoti esant tam tikrai ekspozicijai, kad fotografuojant ryškesnę žvaigždę gautume tokį patį vaizdą kaip ir pirmuoju atveju. Sumažėjusių ir pilnų skylių plotų santykis parodo dviejų objektų ryškumo santykį.

Šis matavimo metodas suteikia tik 0,1 dydžio paklaidą bet kuriai žvaigždei nuo 1 iki 18 magnitudės. Tokiu būdu gauti dydžiai vadinami fotovizualinis.

Žvaigždžių šviesumas Šviesumasžvaigždės, žvaigždės šviesos stipris, t.y. žvaigždės skleidžiamo šviesos srauto dydis, esantis vienetiniame erdvės kampe. Terminas „žvaigždės šviesumas“ neatitinka bendrosios fotometrijos termino „šviesumas“. Žvaigždės saulės spinduliuotė gali reikšti bet kurią žvaigždės spektro sritį (vaizdinė žvaigždės saulės spinduliuotė, fotografinė žvaigždės saulės spinduliuotė ir kt.) arba jos bendroji spinduliuotė (bolometrinė žvaigždės saulės spinduliuotė). Žvaigždės šviesumas paprastai išreiškiamas saulės šviesumo vienetais, lygus 3·1027 tarptautinėms žvakėms, arba 3,8·1033 erg/sek. Atskirų žvaigždžių šviesumas labai skiriasi viena nuo kitos: yra žvaigždžių, kurių bolometrinis šviesumas siekia pusę milijono saulės šviesos vienetų (O spektrinės klasės supermilžinės žvaigždės), taip pat žvaigždžių, kurių bolometrinis šviesumas šimtus tūkstančių kartų mažesnis už Saulė. Manoma, kad yra žvaigždžių, kurių šviesumas yra dar mažesnis. Kartu su žvaigždžių masėmis, spinduliais ir paviršiaus temperatūra yra ir šviesumas svarbiausios savybėsžvaigždės Ryšys tarp šių žvaigždžių charakteristikų nagrinėjamas teorinėje astrofizikoje. Žvaigždės padėtis L yra susijusi su absoliučiu dydžio M priklausomybė:

M = -2,5 log L + 4,77.

Taip pat žr. str. Žvaigždės ir apšviesta. su ja.

Didelis Sovietinė enciklopedija. - M.: Tarybinė enciklopedija. 1969-1978 .

Pažiūrėkite, kas yra „Žvaigždės šviesumas“ kituose žodynuose:

Bendrojoje fizikoje šviesumas yra šviesos energijos srautas šia kryptimi. Eksperimentinėje dalelių fizikoje šviesumas yra greitintuvo arba greitintuvo parametras, apibūdinantis besiliečiančių pluoštų susidūrimo intensyvumą... Vikipedija

Kiekis, matuojamas santykiu visos energijos, kurį skleidžia žvaigždė, iki emisijos laiko. S. žvaigždės vienetas SI yra vatas. S. Saulė, lygi 3,86 1026 W, naudojama kaip kitų žvaigždžių šviesumo vienetas ... Astronomijos žodynas

Šviesumas yra terminas, naudojamas tam tikriems fiziniams dydžiams įvardyti. Turinys 1 Fotometrinis šviesumas 2 Dangaus kūno šviesumas ... Vikipedija

Žvaigždžių spinduliuotės galia. Paprastai išreiškiamas vienetais, lygiais saulės šviesumui L? = 3,86?1026 W... Didysis enciklopedinis žodynas

Karštai švytintis dangaus kūnai, panašus į Saulę. Žvaigždės skiriasi dydžiu, temperatūra ir ryškumu. Daugeliu atžvilgių Saulė yra tipiška žvaigždė, nors atrodo daug ryškesnė ir didesnė už visas kitas žvaigždes, nes yra daug arčiau... ... Collier enciklopedija

I Šviesumas paviršiaus taške, šviesos srauto (žr. Šviesos srautą), sklindančio iš mažo paviršiaus elemento, kuriame yra nurodytas taškas, santykis su šio elemento plotu. Vienas iš šviesos kiekių (žr. Šviesos kiekiai).... Didžioji sovietinė enciklopedija

ŠVIESUMAS, absoliutus ŽVAIGŽDĖS ryškumas, energijos kiekis, išspinduliuojamas iš jos paviršiaus per sekundę. Išreiškiama vatais (džauliais per sekundę) arba saulės ryškumo vienetais. Bolometrinis šviesumas matuoja bendrą žvaigždės šviesos galią per... Mokslinis ir techninis enciklopedinis žodynas

Žvaigždės ŠVIESUMAS, spinduliavimo galia. Paprastai išreiškiamas vienetais, lygiais Saulės šviesumui L¤ = 3,86 × 1026 W... Enciklopedinis žodynas

Didelio dydžio ir didelio ryškumo žvaigždės. Milžino spindulys siekia 1000 saulės spindulių, o jo šviesumas 1000 kartų didesnis už Saulės šviesumą. Milžinai turi mažą vidutinį tankį dėl išsiplėtusių, retų kiautų. Kai kuriems...... Astronomijos žodynas

Žvaigždės, spinduliuotės galia. Paprastai išreiškiama saulės šviesumo vienetais 1,0 = 3,86*1026 W... Gamtos mokslas. Enciklopedinis žodynas

Vienintelis fizinis kiekis, kuris gali apibūdinti žvaigždę ir kurį galima išmatuoti, yra apšvietimas, kurį sukuria žvaigždė žemės paviršiaus. Iš optikos žinoma, kad apšvietimas E,žvaigždės šviesumas L ir atstumas iki žvaigždės R susijęs santykiu

E = L/ 4π R 2 .

Ryškiausios žvaigždės Sirijaus sukurtas apšvietimas Žemės paviršiuje yra daugiau nei 10 10 kartų didesnis nei silpniausios stebimos žvaigždės sukuriamas apšvietimas, tačiau maždaug tiek pat kartų mažesnis už Saulės sukuriamą apšvietimą.

Žinant atstumą iki žvaigždės ir išmatavus jos sukuriamą apšvietimą, galima nustatyti vieną pagrindinių jos fizinių charakteristikų – šviesumą. Paaiškėjo, kad žvaigždžių skaisčiai yra išsibarstę labai plačiame diapazone. Daugumos žvaigždžių šviesumas yra mažesnis nei saulės (mažiausių galingiausių – milijoną kartų didesnis), o didžiausių ir ryškiausių žvaigždžių, vadinamų baltosiomis arba mėlynosiomis supermilžinėmis, – dešimtis tūkstančių kartų didesnis.

Karščiausių žvaigždžių temperatūra siekia iki 35 000 K. Didžiausia jų spinduliuotė yra tolimajame ultravioletiniame regione, o mums jos atrodo mėlynos. 10 000 K temperatūros žvaigždės yra baltos, 6000 K – geltonos, o 3000–3500 K – raudonos.

Žvaigždės spalva

Dėmesingas stebėtojas iškart pastebės, kad ryškios žvaigždės turi skirtinga spalva. Taigi Vega (α Lyra) yra melsvai balta, Aldebaran (α Taurus) yra rausvai geltona, Sirius (α Canis Majoras) balta, Antares (α Scorpio) raudona, Saulė ir Capella (α Auriga) geltona. Blyškesnėse žvaigždėse spalvos nematome tik dėl savo regėjimo ypatumų. Žvaigždės spalvą lemia jos temperatūra, kuri tiesiogiai išplaukia iš Wieno dėsnio.

Energija, išskiriama žvaigždės paviršiaus vienetui, nustatoma pagal Stefano-Boltzmanno dėsnį. Visas žvaigždės paviršius yra 4π R 2 (R— žvaigždės spindulys). Todėl žvaigždės šviesumą lemia išraiška

L= 4π R 2σ T.

Taigi, jei žinome žvaigždės temperatūrą ir šviesumą, galime apskaičiuoti jos spindulį. Žvaigždžių diskų kampiniai matmenys yra daug mažesni nei daugumos esamų teleskopų ribinis kampas. Tik naudojant didžiausius teleskopus ir specialius stebėjimo metodus buvo galima ne tik tiesiogiai išmatuoti kelių žvaigždžių skersmenis, bet ir gauti jų diskų vaizdus.

Gautos žvaigždės spindulių reikšmės paprastai sutampa su tomis, kurios apskaičiuotos pagal pateiktą šviesumo formulę.

Žvaigždžių masės yra labai siaurose ribose. Jei žvaigždžių šviesumas yra intervale nuo L ≈ 10 -4 L☉ iki L ≈ 10 4 L☉ , spinduliai – 0,01 ribose R☉ iki 3. 10 3 R☉ , tada žvaigždžių masės yra intervale nuo 0,02 M☉ iki 100 M☉. Mažesnės masės kūnas nebėra žvaigždė, o didesnė negali egzistuoti. Tokia žvaigždė yra nestabili ir susiformavusi arba išmes perteklinę masę, arba suirs į dvi ar daugiau.

Šviesumas

Ilgą laiką astronomai manė, kad žvaigždžių tariamo ryškumo skirtumas siejamas tik su atstumu iki jų: kuo toliau žvaigždė, tuo ji turėtų pasirodyti ne tokia ryški. Tačiau kai atstumai iki žvaigždžių tapo žinomi, astronomai atrado, kad kartais tolimesnės žvaigždės turi didesnį regimąjį ryškumą. Tai reiškia, kad tariamas žvaigždžių ryškumas priklauso ne tik nuo jų atstumo, bet ir nuo tikrojo jų šviesos stiprumo, tai yra nuo jų skaisčio. Žvaigždės šviesumas priklauso nuo žvaigždžių paviršiaus dydžio ir jo temperatūros. Žvaigždės šviesumas išreiškia tikrąjį jos šviesos intensyvumą, palyginti su Saulės šviesos stipriu. Pavyzdžiui, kai jie sako, kad Sirijaus šviesumas yra 17, tai reiškia, kad tikrasis jo šviesos intensyvumas yra 17 kartų didesnis nei Saulės.

Nustatydami žvaigždžių šviesumą, astronomai nustatė, kad daugelis žvaigždžių yra tūkstančius kartų ryškesnės už Saulę, pavyzdžiui, Denebo (alpha Cygnus) šviesumas yra 9400. Tarp žvaigždžių yra ir tokių, kurios skleidžia šimtus tūkstančių kartų daugiau. šviesa nei Saulė. Pavyzdys yra žvaigždė, kurią simbolizuoja S raidė Dorado žvaigždyne. Jis šviečia 1 000 000 kartų ryškiau nei Saulė. Kitų žvaigždžių šviesumas yra toks pat arba beveik toks pat kaip mūsų Saulė, pavyzdžiui, Altair (Alpha Aquila) -8. Yra žvaigždžių, kurių šviesumas išreiškiamas tūkstantosiomis dalimis, tai yra, jų šviesos stipris yra šimtus kartų mažesnis nei Saulės.

Žvaigždžių spalva, temperatūra ir sudėtis

Žvaigždės turi skirtinga spalva. Pavyzdžiui, Vega ir Deneb yra baltos spalvos, Capella yra gelsvos, o Betelgeuse yra rausvos. Kuo žemesnė žvaigždės temperatūra, tuo ji raudonesnė. Baltųjų žvaigždžių temperatūra siekia 30 000 ir net 100 000 laipsnių; temperatūros geltonos žvaigždės yra apie 6000 laipsnių, o raudonųjų žvaigždžių temperatūra yra 3000 laipsnių ir žemesnė.

Žvaigždės susideda iš karštų dujinių medžiagų: vandenilio, helio, geležies, natrio, anglies, deguonies ir kt.

Žvaigždžių spiečius

Žvaigždės viduje didžiulė erdvė Galaktikos pasiskirsto gana tolygiai. Tačiau kai kurie iš jų vis tiek kaupiasi tam tikros vietos. Žinoma, net ir ten atstumai tarp žvaigždžių vis dar labai dideli. Tačiau dėl didžiulių atstumų tokios arti esančios žvaigždės atrodo kaip žvaigždžių spiečius. Todėl jie taip ir vadinami. Žymiausia iš žvaigždžių spiečių yra Plejados Tauro žvaigždyne. Plika akimi Plejadėse galima išskirti 6-7 žvaigždes, esančias labai arti viena kitos. Pro teleskopą nedideliame plote jų matoma daugiau nei šimtas. Tai viena iš spiečių, kurioje žvaigždės sudaro daugiau ar mažiau izoliuotą sistemą, kurią jungia bendras judėjimas erdvėje. Šio žvaigždžių spiečiaus skersmuo yra apie 50 šviesmečių. Tačiau net ir esant akivaizdžiam šio spiečiaus žvaigždžių artumui, jos iš tikrųjų yra gana toli viena nuo kitos. Tame pačiame žvaigždyne, supančią pagrindinę – ryškiausią – rausvąją žvaigždę Al-debaran, yra dar vienas, labiau išsibarstę žvaigždžių spiečius – Hiados.

Kai kurios žvaigždžių spiečiai silpnuose teleskopuose atrodo kaip miglotos, neryškios dėmės. Galingesniuose teleskopuose šios dėmės, ypač link kraštų, skyla į atskiras žvaigždes. Dideli teleskopai leidžia nustatyti, kad tai ypač artimi žvaigždžių spiečiai, sferinės formos. Todėl tokie spiečiai vadinami rutuliniais. Dabar žinoma daugiau nei šimtas rutulinių žvaigždžių spiečių. Visi jie labai toli nuo mūsų. Kiekvienas iš jų susideda iš šimtų tūkstančių žvaigždžių.

Klausimas, kas yra žvaigždžių pasaulis, matyt, yra vienas pirmųjų klausimų, su kuriais žmonija susidūrė nuo civilizacijos aušros. Kiekvienas žmogus, mąstantis apie žvaigždėtą dangų, nevalingai sujungia ryškiausias žvaigždes viena su kita į paprasčiausias figūras – kvadratus, trikampius, kryžius, tapdamas nevalingu savo kūrėju. savo kortelęžvaigždėtas dangus. Mūsų protėviai ėjo tuo pačiu keliu, suskirstydami žvaigždėtą dangų į aiškiai išsiskiriančius žvaigždžių derinius, vadinamus žvaigždynais. Senovės kultūrose randame nuorodų į pirmuosius žvaigždynus, tapatinamas su dievų ar mitų simboliais, kurie mums atkeliavo poetinių pavadinimų pavidalu – Oriono žvaigždynas, Canes Venatici žvaigždynas, Andromedos žvaigždynas, ir tt Šie pavadinimai tarsi simbolizavo mūsų protėvių idėjas apie visatos amžinumą ir nekintamumą, kosmoso harmonijos pastovumą ir nekintamumą.

Pažvelgus į žvaigždėtą dangų iškart pastebima, kad žvaigždės ryškiai skiriasi savo ryškumu – vienos šviečia labai ryškiai, yra lengvai pastebimos, kitas sunku atskirti plika akimi.

Net senovės astronomas Hiparchas pasiūlė atskirti žvaigždžių ryškumą. Žvaigždės buvo suskirstytos į šešias grupes: pirmoji apima ryškiausias - tai pirmojo dydžio žvaigždės (sutrumpintai - 1 m, iš lotynų magnitudo - dydis), silpnesnės žvaigždės - antrojo dydžio (2 m) ir taip toliau iki šeštos grupės. - plika akimi vos matomos žvaigždės. Didumas apibūdina žvaigždės spindesį, tai yra apšvietimą, kurį žvaigždė sukuria žemėje. 1 m žvaigždės spindesys yra 100 kartų didesnis nei 6 m žvaigždės spindesys.

Iš pradžių žvaigždžių ryškumas buvo nustatytas netiksliai, akimis; vėliau, atsiradus naujiems optiniai instrumentai, šviesumas buvo pradėtas nustatyti tiksliau ir tapo žinomos ne tokios ryškios žvaigždės, kurių dydis didesnis nei 6 (Galingiausios Rusijos teleskopas- 6 metrų atšvaitas - leidžia stebėti žvaigždes iki 24 dydžio.)

Didėjant matavimų tikslumui ir atsirandant fotoelektriniams fotometrams, žvaigždžių ryškumo matavimo tikslumas didėjo. Pradėti nustatyti žvaigždžių dydžiai trupmeniniai skaičiai. Ryškiausios žvaigždės, taip pat planetos, turi nulinį ar net neigiamą dydį. Pavyzdžiui, Mėnulio pilnatis yra -12,5 balo, o Saulės - -26,7.

1850 metais anglų astronomas N. Possonas išvedė formulę:

E1/E2=(5v100)m3-m1?2.512m2-m1

kur E1 ir E2 yra apšvietimas, kurį sukuria žvaigždės Žemėje, o m1 ir m2 yra jų dydžiai. Kitaip tariant, pavyzdžiui, pirmojo didumo žvaigždė yra 2,5 karto didesnė ryškesnė už žvaigždę antrojo didumo ir 2,52=6,25 karto ryškesnis už trečio dydžio žvaigždę.

Tačiau dydžio reikšmės nepakanka objekto šviesumui apibūdinti, tam reikia žinoti atstumą iki žvaigždės.

Atstumą iki objekto galima nustatyti fiziškai jo nepasiekus. Turite išmatuoti kryptį link šio objekto iš abiejų žinomo atkarpos (pagrindo) galų, o tada apskaičiuoti trikampio, sudaryto iš segmento galų ir tolimo objekto, matmenis. Šis metodas vadinamas trianguliacija.

Kuo didesnis pagrindas, tuo tikslesnis matavimo rezultatas. Atstumai iki žvaigždžių yra tokie dideli, kad pagrindo ilgis turi viršyti matmenis gaublys, kitaip matavimo paklaida bus didelė. Laimei, stebėtojas keliauja su planeta aplink Saulę metus, ir jei jis atlieka du tos pačios žvaigždės stebėjimus su kelių mėnesių intervalu, paaiškėja, kad jis žiūri į ją iš skirtingų Žemės orbitos taškų – ir tai jau yra padorus pagrindas . Kryptis žvaigždės link pasikeis: ji šiek tiek pasislinks tolimesnių žvaigždžių fone. Šis poslinkis vadinamas paralaktiniu, o kampas, kuriuo žvaigždė pasislinko dangaus sfera, - paralaksas. Metinis žvaigždės paralaksas – tai kampas, kuriuo iš jos buvo matomas vidutinis Žemės orbitos spindulys, statmenas žvaigždės krypčiai.

Paralakso sąvoka siejama su vieno iš pagrindinių astronomijos atstumo vienetų – parseko – pavadinimu. Tai atstumas iki įsivaizduojamos žvaigždės, kurios metinis paralaksas būtų lygiai 1". Bet kurios žvaigždės metinis paralaksas yra susietas su atstumu iki jos pagal paprastą formulę:

kur r yra atstumas parsekais, P yra metinis paralaksas sekundėmis.

Dabar atstumai iki daugelio tūkstančių žvaigždžių buvo nustatyti paralakso metodu.

Dabar, žinodami atstumą iki žvaigždės, galite nustatyti jos šviesumą – jos faktiškai skleidžiamos energijos kiekį. Jai būdingas absoliutus dydžio.

Absoliutus dydis (M) yra dydis, kurį žvaigždė turėtų 10 parsekų (32,6 šviesmečio) atstumu nuo stebėtojo. Žinodami matomą dydį ir atstumą iki žvaigždės, galite rasti absoliutų jos dydį:

M=m + 5–5 * lg(r)

Artimiausios Saulės žvaigždės Proxima Centauri, mažytės blausiai raudonos nykštukės, tariamasis dydis yra m = -11,3, o absoliutus dydis - M = +15,7. Nepaisant to, kad ji yra arti Žemės, tokią žvaigždę galima pamatyti tik galingu teleskopu. Dar blyškesnė žvaigždė Nr.359 pagal Vilko katalogą: m=13,5; M = 16,6. Mūsų saulė šviečia 50 000 kartų ryškiau nei Wolf 359. Žvaigždė doradus (pietiniame pusrutulyje) turi tik 8-ąją matomas dydis ir nematoma plika akimi, bet jo absoliuti reikšmė M=-10,6; ji milijoną kartų šviesesnė už Saulę. Jei jis būtų tokiu pat atstumu nuo mūsų kaip Proxima Centauri, jis šviestų ryškiau nei Mėnulis pilnaties metu.

Saulei M=4,9. 10 parsekų atstumu saulė bus matoma kaip blyški žvaigždė, vos matoma plika akimi.