Вивчення зір показує, що за світністю вони можуть відрізня-йся в десятки мільярдів раз. У зоряних величинах ця різниця досягає 26 одиниць. ,

Абсолютні величини зір дуже високої світності від'ємні й досягають М = - 9. Такі зорі називаються гігантами і надгігантами. Випромінювання зорі 5 Золотої Риби потужніше за випромінювання нашого Сонця в 500000 раз, її світність L = 500000; Найменшу потужність випромінювання мають карлики , М= + 17 (L = 0,000013).

Щоб зрозуміти причини значних відмінностей у світності зір, треба розглянути й інші їхні характеристики, які можна визначити іа основі аналізу випромінювання.

3. Колір, спектри й температура зір. Під час спостережень ви звернули увагу на те, що зорі мають різний колір, добре помітний / найяскравіших з них. Колір тіла, яке нагрівається, у тому числі й зорі, залежить від його температури. Це дає можливість визна-чити температуру зір розподілом енергії в їх неперервному спектрі.

Колір і спектр зір пов'язані з їхньою температурою. У порів-няно холодних зір переважає випромінювання в червоній ділянці спектра, тому вони й мають червонуватий колір. Температура чер-воних зір низька. Вона підвищується послідовно з переходом від червоних зір до оранжевих, потім до жовтих, жовтуватих, білих і голубуватих. Спектри зір дуже різноманітні. Вони поділені на класи, які позначають латинськими буквами й цифрами (див. задній форзац). У спектрах холодних червоних зір класу М з температурою близько 3000 К видно смуги поглинання найпро-стіших двохатомних молекул, найчастіше оксиду титану. У спект-рах інших червоних зір переважають оксиди вуглецю або цирко-нію. Червоні зорі першої величини класу М — Антарес, Бетельгейзе.

У спектрах жовтих зір класу О, до яких належить і Сонце (з температурою 6000 К на поверхні),, переважають тонкі лінії металів: заліза, кальцію, натрію та ін. Зорею типу Сонця за спект-ром, кольором і температурою є яскрава Капелла в сузір'ї Віз-ничого.

У спектрах білих зір класу А, таких, як Сіріус, Вега, Денеб, найсильніші лінії водню. Є багато слабких ліній іонізованих металів. Температура таких зір близько 10 000 К.

У спектрах найгарячіших, голубуватих зір з температурою близько 30000 К видно лінії нейтрального та іонізованого гелію.

Температури більшості зір перебувають у межах від 3000 до 30000 К. У небагатьох зір температура досягає близько 100000 К.

Таким чином, спектри зір дуже відрізняються один від одно-го і за ними можна визначити хімічний склад атмосфер зір. Вив-чення спектрів показало, що в атмосферах усіх зір переважають водень і гелій.

Відмінності зоряних спектрів пояснюються не стільки різнома-нітністю їхнього хімічного складу, скільки відмінністю температури та інших фізичних умов у зоряних атмосферах. При високій температурі молекули розпадаються на атоми. При ще вищій температурі руйнуються менш міцні атоми, вони перетворюються в іони, втрачаючи електрони. Іонізовані атоми багатьох хімічних елементів, як і нейтральні атоми, випромінюють і поглинають енер-гію певних довжин хвиль. Порівнянням інтенсивності ліній погли-нання атомів та іонів одного й того самого хімічного елемента теоретично визначають їх відносну кількість. Вона є функцією температури. Так, за темними лініями спектрів зір можна визна-чити температуру їхніх атмосфер.

У зір однакових температури і кольору, але різної світності спектри загалом однакові, проте можна помітити відмінності у відносних інтенсивностях деяких ліній. Це відбувається тому, що при однаковій температурі тиск у їхніх атмосферах різний. Наприклад, в атмосферах зір-гігантів тиск менший, вони більш розріджені. Якщо виразити цю залежність графічно, то за інтен-сивністю ліній можна знайти абсолютну величину зорі, а далі за формулою (4) визначити відстань до неї.

Приклад розв'язування задачі

Задача. Яка світність зорі Скорпіона, якщо її видима зоряна величина 3, а від-стань до неї 7500 св. років?

Дано: Розв’язання

т = 3 lgL =0,4 (5 - M).

D = 7500 св. років M = m + 5 – 5 lgD, де D вираження в парсеках

Dпк = 7500 св. років: 3,26 си. років = 2300 пк.

L – ?

Тоді М = 3 + 5 – 5 lg 2,3 x 103 = - 8,8.

lgL = 0,4 [5 – (-8,8)] = 5,52.

Звідси L = 3,3 x 105.