Luminosità solare. La luminosità del Sole cambia?

Le caratteristiche dei corpi celesti possono creare molta confusione. Solo le stelle hanno magnitudine apparente, assoluta, luminosità e altri parametri. Cercheremo di capirlo con quest'ultimo. Qual è la luminosità delle stelle? Ha qualcosa a che fare con la loro visibilità nel cielo notturno? Qual è la luminosità del Sole?

Natura delle stelle

Le stelle sono corpi cosmici molto massicci che emettono luce. Sono formati da gas e polvere a causa della compressione gravitazionale. All'interno delle stelle c'è un nucleo denso in cui avvengono le reazioni nucleari. Contribuiscono al bagliore delle stelle. Le caratteristiche principali degli apparecchi di illuminazione sono lo spettro, le dimensioni, la brillantezza, la luminosità e la struttura interna. Tutti questi parametri dipendono dalla massa di una particolare stella e dalla sua composizione chimica.

I principali “progettisti” di questi corpi celesti sono l’elio e l’idrogeno. In quantità minori rispetto ad essi possono contenere carbonio, ossigeno e metalli (manganese, silicio, ferro). Le stelle giovani hanno le maggiori quantità di idrogeno ed elio; col tempo le loro proporzioni diminuiscono, lasciando il posto ad altri elementi.

Nelle regioni interne della stella la situazione è molto “calda”. La temperatura al loro interno raggiunge diversi milioni di Kelvin. Qui ci sono reazioni continue in cui l'idrogeno viene convertito in elio. In superficie la temperatura è molto più bassa e raggiunge solo poche migliaia di Kelvin.

Qual è la luminosità delle stelle?

Le reazioni termonucleari all'interno delle stelle sono accompagnate da rilasci di energia. La luminosità è una grandezza fisica che riflette esattamente quanta energia produce un corpo celeste in un determinato momento.

Viene spesso confuso con altri parametri, come la luminosità delle stelle nel cielo notturno. Tuttavia, la luminosità o il valore visibile è una caratteristica approssimativa che non viene misurata in alcun modo. È in gran parte correlato alla distanza della stella dalla Terra e descrive solo quanto bene la stella è visibile nel cielo. Minore è il numero di questo valore, maggiore è la sua luminosità apparente.

Al contrario, la luminosità delle stelle è un parametro oggettivo. Non dipende da dove si trova l'osservatore. Questa è una caratteristica di una stella che ne determina la potenza energetica. Può cambiare durante diversi periodi dell'evoluzione di un corpo celeste.

Approssimato alla luminosità, ma non identico, è assoluto. Denota la luminosità di una stella visibile ad un osservatore ad una distanza di 10 parsec o 32,62 anni luce. È comunemente usato per calcolare la luminosità delle stelle.

Determinazione della luminosità

La quantità di energia emessa da un corpo celeste viene misurata in watt (W), joule al secondo (J/s) o erg al secondo (erg/s). Esistono diversi modi per trovare il parametro richiesto.

Può essere facilmente calcolato utilizzando la formula L = 0,4(Ma -M), se si conosce la magnitudine assoluta della stella desiderata. Pertanto, la lettera latina L denota luminosità, la lettera M è la magnitudine assoluta e Ma è la magnitudine assoluta del Sole (4,83 Ma).

Un altro metodo prevede una maggiore conoscenza del luminare. Se conosciamo il raggio (R) e la temperatura (T ef) della sua superficie, allora la luminosità può essere determinata con la formula L=4pR 2 sT 4 ef. La s latina in questo caso significa una quantità fisica stabile: la costante di Stefan-Boltzmann.

La luminosità del nostro Sole è 3.839 x 10 26 Watt. Per semplicità e chiarezza, gli scienziati solitamente confrontano la luminosità di un corpo cosmico con questo valore. Pertanto, ci sono oggetti migliaia o milioni di volte più deboli o più potenti del Sole.

Classi di luminosità delle stelle

Per confrontare le stelle tra loro, gli astrofisici utilizzano varie classificazioni. Sono divisi per spettri, dimensioni, temperature, ecc. Ma il più delle volte, vengono utilizzate diverse caratteristiche contemporaneamente per un quadro più completo.

Esiste una classificazione centrale di Harvard basata sugli spettri emessi dai luminari. Utilizza lettere latine, ciascuna delle quali corrisponde a uno specifico colore di radiazione (O - blu, B - bianco-blu, A - bianco, ecc.).

Stelle dello stesso spettro possono avere luminosità diverse. Pertanto, gli scienziati hanno sviluppato la classificazione Yerke, che tiene conto di questo parametro. Li separa per luminosità in base alla magnitudine assoluta. In questo caso, a ciascun tipo di stella vengono assegnate non solo le lettere dello spettro, ma anche i numeri responsabili della luminosità. Si distinguono quindi:

• ipergiganti (0);
• supergiganti più brillanti (Ia+);
• supergiganti luminose (Ia);
• supergiganti normali (Ib);
• giganti luminosi (II);
• giganti normali (III);
• sottogiganti (IV);
• nane della sequenza principale (V);
• subnani (VI);
• nane bianche (VII);

Maggiore è la luminosità, minore è la magnitudine assoluta. Per le giganti e le supergiganti è indicato con il segno meno.

La relazione tra la magnitudine assoluta, la temperatura, lo spettro e la luminosità delle stelle è mostrata dal diagramma Hertzsprung-Russell. È stato adottato nel 1910. Il diagramma combina le classificazioni di Harvard e Yerke e ci consente di visualizzare e classificare i luminari in modo più olistico.

Differenza di luminosità

I parametri delle stelle sono fortemente interconnessi tra loro. La luminosità è influenzata dalla temperatura della stella e dalla sua massa. E dipendono in gran parte dalla composizione chimica della stella. La massa di una stella diventa tanto maggiore quanto meno elementi pesanti contiene (più pesanti dell'idrogeno e dell'elio).

Le ipergiganti e le varie supergiganti hanno la massa maggiore. Sono le stelle più potenti e luminose dell'Universo, ma allo stesso tempo sono anche le più rare. Le nane, al contrario, hanno massa e luminosità ridotte, ma costituiscono circa il 90% di tutte le stelle.

La stella più massiccia attualmente conosciuta è l'ipergigante blu R136a1. La sua luminosità supera quella del sole di 8,7 milioni di volte. La stella variabile nella costellazione del Cigno (P Cygnus) supera la luminosità del Sole di 630.000 volte e S Doradus supera questo parametro di 500.000 volte. Una delle stelle più piccole conosciute, 2MASS J0523-1403, ha una luminosità di 0,00126 solare.

La stella più vicina a noi è, ovviamente, il Sole. La distanza dalla Terra ad essa, secondo i parametri cosmici, è molto piccola: la luce solare viaggia dal Sole alla Terra in soli 8 minuti.

Il Sole non è una normale nana gialla, come si pensava in precedenza. Questo è il corpo centrale del sistema solare, attorno al quale ruotano i pianeti, con un gran numero di elementi pesanti. Questa è una stella formatasi dopo diverse esplosioni di supernova, attorno alla quale si è formato un sistema planetario. Grazie alla sua posizione vicina alle condizioni ideali, la vita è nata sul terzo pianeta Terra. Il Sole ha già cinque miliardi di anni. Ma scopriamo perché brilla? Qual è la struttura del Sole e quali sono le sue caratteristiche? Cosa gli riserva il futuro? Quanto è significativo l’impatto che ha sulla Terra e sui suoi abitanti? Il Sole è una stella attorno alla quale ruotano tutti i 9 pianeti del sistema solare, compreso il nostro. 1 a.a. (unità astronomica) = 150 milioni di km - la stessa è la distanza media dalla Terra al Sole. Il Sistema Solare comprende nove pianeti principali, circa un centinaio di satelliti, molte comete, decine di migliaia di asteroidi (pianeti minori), meteoroidi e gas e polvere interplanetari. Al centro di tutto c’è il nostro Sole.

Il sole splende da milioni di anni, il che è confermato dalla moderna ricerca biologica ottenuta dai resti di alghe blu-verdi-blu. Se la temperatura della superficie del Sole cambiasse anche solo del 10%, tutta la vita sulla Terra morirebbe. Pertanto, è positivo che la nostra stella irradi uniformemente l'energia necessaria per la prosperità dell'umanità e delle altre creature sulla Terra. Nelle religioni e nei miti dei popoli del mondo, il Sole ha sempre occupato il posto principale. Per quasi tutti i popoli dell'antichità, il Sole era la divinità più importante: Helios - tra gli antichi greci, Ra - il dio del sole tra gli antichi egizi e Yarilo tra gli slavi. Il sole portava calore, raccolto, tutti lo veneravano, perché senza di esso non ci sarebbe vita sulla Terra. La dimensione del Sole è impressionante. Ad esempio, la massa del Sole è 330.000 volte la massa della Terra e il suo raggio è 109 volte maggiore. Ma la densità della nostra stella è piccola: 1,4 volte maggiore della densità dell'acqua. Il movimento delle macchie sulla superficie fu notato dallo stesso Galileo Galilei, dimostrando così che il Sole non sta fermo, ma ruota.

Zona convettiva del Sole

La zona radioattiva è circa 2/3 del diametro interno del Sole e il raggio è di circa 140mila km. Allontanandosi dal centro, i fotoni perdono la loro energia sotto l'influenza della collisione. Questo fenomeno è chiamato fenomeno di convezione. Questo ricorda il processo che avviene in un bollitore in ebollizione: l'energia proveniente dall'elemento riscaldante è molto maggiore di quella che viene rimossa per conduzione. L'acqua calda vicino al fuoco sale, mentre l'acqua più fredda scende. Questo processo è chiamato convenzione. Il significato di convezione è che il gas più denso si distribuisce sulla superficie, si raffredda e torna nuovamente al centro. Il processo di miscelazione nella zona convettiva del Sole viene effettuato continuamente. Guardando attraverso un telescopio la superficie del Sole, puoi vedere la sua struttura granulare: le granulazioni. Sembra fatto di granuli! Ciò è dovuto alla convezione che avviene sotto la fotosfera.

Fotosfera del sole

Uno strato sottile (400 km) - la fotosfera del Sole, si trova direttamente dietro la zona convettiva e rappresenta la "vera superficie solare" visibile dalla Terra. I granuli nella fotosfera furono fotografati per la prima volta dal francese Janssen nel 1885. Il granulo medio ha una dimensione di 1000 km, si muove ad una velocità di 1 km/sec ed esiste per circa 15 minuti. Nella parte equatoriale si possono osservare formazioni scure nella fotosfera, che poi si spostano. Forti campi magnetici sono una caratteristica distintiva di tali punti. E il colore scuro è ottenuto a causa della temperatura più bassa rispetto alla fotosfera circostante.

Cromosfera del Sole

La cromosfera solare (sfera colorata) è uno strato denso (10.000 km) dell'atmosfera solare che si trova direttamente dietro la fotosfera. La cromosfera è piuttosto problematica da osservare a causa della sua vicinanza alla fotosfera. Si vede meglio quando la Luna copre la fotosfera, cioè durante le eclissi solari.

Le protuberanze solari sono enormi emissioni di idrogeno, simili a lunghi filamenti luminosi. Le protuberanze si innalzano a distanze enormi, raggiungendo il diametro del Sole (1,4 mm km), si muovono a una velocità di circa 300 km/sec, e la temperatura raggiunge i 10.000 gradi.

La corona solare è costituita dagli strati esterni ed estesi dell'atmosfera del Sole, che hanno origine sopra la cromosfera. La lunghezza della corona solare è molto lunga e raggiunge valori di diversi diametri solari. Gli scienziati non hanno ancora ricevuto una risposta chiara alla domanda su dove finisce esattamente.

La composizione della corona solare è un plasma rarefatto e altamente ionizzato. Contiene ioni pesanti, elettroni con un nucleo di elio e protoni. La temperatura della corona raggiunge da 1 a 2 milioni di gradi K, rispetto alla superficie del Sole.

Il vento solare è un flusso continuo di materia (plasma) dal guscio esterno dell'atmosfera solare. È costituito da protoni, nuclei atomici ed elettroni. La velocità del vento solare può variare da 300 km/sec a 1500 km/sec, in accordo con i processi che avvengono sul Sole. Il vento solare si diffonde in tutto il sistema solare e, interagendo con il campo magnetico terrestre, provoca vari fenomeni, uno dei quali è l'aurora boreale.

Caratteristiche del sole

Massa del Sole: 2∙1030 kg (332.946 masse terrestri)
Diametro: 1.392.000 km
Raggio: 696.000 km
Densità media: 1.400 kg/m3
Inclinazione dell'asse: 7,25° (rispetto al piano dell'eclittica)
Temperatura superficiale: 5.780 K
Temperatura al centro del Sole: 15 milioni di gradi
Classe spettrale: G2 V
Distanza media dalla Terra: 150 milioni di km
Età: 5 miliardi di anni
Periodo di rotazione: 25.380 giorni
Luminosità: 3,86∙1026 W
Magnitudo apparente: 26,75 m

Come facevamo a sapere quanta energia emette il Sole?

Per quasi un secolo e mezzo, astronomi e geofisici hanno dedicato molti sforzi alla determinazione costante solare. Questo è il nome dato alla quantità totale di energia della radiazione solare di tutte le lunghezze d'onda incidente su un'area di 1 cm 2 posta perpendicolarmente ai raggi del sole al di fuori dell'atmosfera terrestre e alla distanza media della terra dal sole. Determinare la costante solare sembra un compito abbastanza semplice. Ma questo è solo a prima vista. In realtà il ricercatore si trova di fronte a due gravi difficoltà.

Prima di tutto, è necessario creare un ricevitore di radiazioni che percepisca con uguale sensibilità tutti i colori della luce visibile, così come i raggi ultravioletti e infrarossi - in una parola, l'intero spettro delle onde elettromagnetiche. Ricordiamo al lettore che la luce visibile, le radiazioni ultraviolette e X, i raggi gamma, le radiazioni infrarosse e le onde radio sono in un certo senso della stessa natura. La loro differenza l'uno dall'altro è dovuta solo alla frequenza delle oscillazioni del campo elettromagnetico o della lunghezza d'onda. Nella tabella Sono indicate 2 lunghezze d'onda Lambda varie regioni dello spettro della radiazione elettromagnetica, nonché la frequenza v in hertz e l'energia quantistica hv in elettronvolt).

Come mostra la tabella. 2, la regione visibile, avendo un'estensione di poco inferiore ad un'ottava, costituisce una parte molto piccola dell'intero spettro della radiazione elettromagnetica, che si estende dai raggi gamma con lunghezza d'onda di millesimi di nanometro alle onde radio lunghe più di un metro. 46 ottave. Il sole emette praticamente in tutta questa gigantesca gamma di lunghezze d'onda, e la costante solare deve tenere conto, come già detto, dell'energia dell'intero spettro. I più adatti a questo scopo sono i rilevatori termici, ad esempio termoelementi e bolometri, in cui la radiazione misurata viene convertita in calore e le letture del dispositivo dipendono dalla quantità di questo calore, cioè, in definitiva, dalla potenza del radiazione incidente, ma non sulla sua composizione spettrale.

Il pireliometro di compensazione di Angström, inventato nel 1895 e ampiamente utilizzato (con miglioramenti senza principi), è progettato ingegnosamente. Immagina due piastre identiche (fatte di manganina) in piedi una accanto all'altra. Entrambi sono rivestiti con niello di platino o una speciale vernice nera. Uno di essi è illuminato e riscaldato dai raggi del sole, mentre l'altro è coperto da una tenda. Attraverso la piastra ombreggiata viene fatta passare una corrente elettrica di intensità tale (regolata da un reostato) che la sua temperatura è uguale alla temperatura della piastra illuminata. Potenza attuale richiesta per compenso il riscaldamento solare (da cui il nome del dispositivo - pireliometro di compensazione) è una misura della potenza della radiazione incidente.

Il vantaggio del pireliometro Angstrom è la sua semplicità, affidabilità e buona riproducibilità delle letture. Ecco perché viene utilizzato in diversi paesi da oltre 85 anni. Tuttavia, le misurazioni con esso richiedono alcune correzioni piccole ma difficili da determinare. Innanzitutto l'assenza di annerimenti (compresi fuliggine, nero platino, ecc.) garantisce il completo assorbimento dei raggi incidenti. Una parte di essi (circa 1,5-2%) viene riflessa e questa frazione può variare con la lunghezza d'onda. A questo proposito, negli ultimi due decenni sono stati sviluppati dispositivi per cavità. Lo schema di uno di essi (pireliometro PAKRAD-3, prodotto commercialmente da Eppley Laboratory, USA) è mostrato in Fig. 1.

Nella cavità ricevente superiore l, formato da un cilindro 2, cono 3 a doppia parete e tronco di cono 4, i raggi solari entrano attraverso un diaframma di precisione 5. Termopila 6 permette di determinare l'aumento di temperatura nella struttura superiore rispetto a punti simili nella struttura inferiore, che è progettata esattamente come quella superiore (solo il cono al suo interno è ruotato di 180° per compattezza). La potenza della radiazione assorbita è pari alla potenza della corrente che deve passare attraverso l'avvolgimento 7 in modo che quando il diaframma è chiuso 5 provocare un uguale aumento della temperatura.

Perché i raggi del sole possono fuoriuscire dalla cavità 1 solo dopo diverse riflessioni, la cavità, annerita dall'interno con la stessa vernice delle piastre del pireliometro di Ångström, presenta un elevato coefficiente di assorbimento. È 0,997-0,998 e in alcuni casi raggiunge 0,9995. Questo è il vantaggio dei dispositivi a cavità, che si stanno diffondendo.

La seconda difficoltà nel determinare la costante solare deriva dall'atmosfera terrestre. Quest'ultimo attenua qualsiasi radiazione e l'attenuazione dipende fortemente dalla lunghezza d'onda. I raggi blu e viola sono attenuati molto più dei raggi rossi e i raggi ultravioletti sono attenuati ancora di più. Le radiazioni con una lunghezza d’onda inferiore a 300 nm vengono generalmente completamente bloccate dall’atmosfera terrestre, come la maggior parte dei raggi infrarossi. Inoltre, le proprietà ottiche dell'atmosfera sono estremamente variabili anche in condizioni di tempo sereno e senza nuvole.

Dato che i raggi di diverse lunghezze d’onda vengono attenuati in modo diverso dall’atmosfera, il coefficiente di trasparenza non può essere trovato effettuando osservazioni in “luce bianca” utilizzando strumenti come i pireliometri, che registrano la radiazione di tutte le lunghezze d’onda non scomposta in uno spettro. Uno strumento spettrometrico è assolutamente necessario. Le osservazioni su di esso consentiranno di determinare separatamente i valori del coefficiente di trasparenza atmosferica per un certo numero di lunghezze d'onda. Solo dopo si può calcolare da essi la correzione per l'atmosfera rispetto alle letture del pireliometro.

Tutto ciò rende molto difficile determinare la costante solare dalla superficie terrestre. Non sorprende che le osservazioni effettuate, ad esempio, nel secolo scorso, fossero poco accurate e che diversi autori abbiano ottenuto valori che differivano di un fattore 2 o più.

Metodologicamente, la migliore tra le determinazioni a terra è giustamente considerata il lavoro iniziato nel 1900 e continuato per diversi decenni sotto la guida di Charles Abbott. Hanno mostrato risultati che avevano uno spread del 2-3% attorno al valore medio. Lo stesso Abbott interpretò questa dispersione come reali cambiamenti nella radiazione solare. Tuttavia, successivamente, un’analisi più raffinata di queste stesse osservazioni ha mostrato che la dispersione era generata da errori legati principalmente ad un’insufficiente considerazione delle instabilità dell’atmosfera terrestre.

Nel frattempo, per la meteorologia e una serie di altre scienze riguardanti la Terra, così come per l'astrofisica (in particolare la fisica planetaria), è necessario avere sia una conoscenza più accurata di questa quantità sia una soluzione alla questione se l'energia solare costante è in realtà costante, cioè se ed entro quali limiti sono possibili fluttuazioni della radiazione solare.

La soluzione più radicale al problema è l’uso di satelliti artificiali terrestri. I satelliti progettati appositamente per misurare la costante solare sono regolarmente operativi da 10-12 anni. La rimozione degli strumenti al di fuori dell'atmosfera (ovviamente insieme al miglioramento degli strumenti stessi) consente di determinare i flussi di radiazione solare con una precisione senza precedenti - un valore assoluto fino allo 0,3% e possibili fluttuazioni fino allo 0,001% il valore medio. Tuttavia, nonostante la precisione raggiunta, il problema delle fluttuazioni della costante solare non è stato completamente risolto. È stato solo stabilito che la loro ampiezza (se esistono) non è superiore allo 0,1-0,2%. Senza entrare ulteriormente nella discussione sulla stabilità della radiazione solare, notiamo che con una precisione dell'1%, la costante solare è 137 mW/cm 2, ovvero 1,96 cal (cm 2 min) -1.

Conoscendo il valore della costante solare possiamo ottenere dati interessanti. Consideriamo una certa area della superficie terrestre e assumiamo che l'angolo di incidenza dei raggi solari su di essa sia di 60° (l'altezza del Sole sopra l'orizzonte è di 30°). In questo caso, abbastanza tipico per le condizioni alle medie latitudini, circa il 65% del flusso totale di radiazione solare raggiungerà la superficie terrestre, il resto sarà ritardato dall'atmosfera. L'illuminazione della superficie terrestre deve essere ancora dimezzata a causa dell'incidenza obliqua dei raggi. È facile calcolare che in queste condizioni un’area di 5×10 km (pari all’area di una città media) riceve dal Sole 22 milioni di kW di energia, cioè più di quella che verrà fornita dall’intero complesso di 5 centrali elettriche in costruzione a Ekibastuz. Inoltre, conoscendo il raggio del globo, pari a 6,371 10 8 cm, è facile trovare l’“area della sezione trasversale” della Terra (1,275 10 18 cm 2) e calcolare che la potenza della radiazione solare incidente sull’intera superficie la metà della superficie terrestre illuminata dal Sole è un valore enorme: circa 1,7 10 14 kW. Per presentarlo più chiaramente, è sufficiente dire che l'energia solare che cade sull'emisfero diurno della Terra è sufficiente per sciogliere un blocco di ghiaccio con un volume di 0,56 km 3 (1 km di lunghezza e larghezza e 560 m di altezza) in 1 secondo oppure riscaldarlo in 4 ore da 0 a 100°C e poi far evaporare tanta acqua quanta ce n'è nel Lago Ladoga (908 km 3). Infine, in 26 giorni il Sole invia alla Terra più energia di quella contenuta in tutte le riserve provate e previste di carbone, petrolio, gas e altri tipi di combustibili fossili. Queste riserve sono stimate a 13 10 12 tonnellate del cosiddetto carburante equivalente (cioè carburante con un potere calorifico di 7000 cal/g, ovvero 29,3 10 6 J/kg).

L'energia di tutti i fenomeni meteorologici, tutti i processi naturali che si verificano nell'atmosfera terrestre e nell'idrosfera, come il vento, l'evaporazione degli oceani, il trasporto dell'umidità da parte delle nuvole, le precipitazioni, i corsi d'acqua e i fiumi e le correnti oceaniche, il movimento dei ghiacciai - tutto questo è principalmente l'energia energia convertita della radiazione solare che cade al suolo. Lo sviluppo della biosfera è determinato dal calore e dalla luce, quindi alcuni tipi di combustibili, così come tutto il nostro cibo, nell'espressione figurata di K. A. Timiryazev, "sono raggi solari in scatola".

Diamo un'altra cifra. La distanza media della Terra dal Sole (o dal semiasse maggiore dell'orbita terrestre) è 149,6 10 6 km. Quindi la luminosità totale del Sole è 3,82 10 23 kW, o 3,82 10 33 erg/s; questo valore è quasi 17 ordini di grandezza superiore alla potenza delle più grandi centrali elettriche, come le nostre più grandi centrali idroelettriche e termiche.

Le stelle emettono un'enorme quantità di radiazioni nello spazio, quasi interamente rappresentate da diversi tipi di raggi. L'energia totale della radiazione emessa da una stella in un periodo di tempo è la luminosità della stella. L'indice di luminosità è molto importante per lo studio dei luminari, poiché dipende da tutte le caratteristiche della stella.

La prima cosa da notare quando si parla di luminosità di una stella è che può essere facilmente confusa con altri parametri della stella. Ma in pratica tutto è molto semplice: devi solo sapere di cosa è responsabile ciascuna caratteristica.

La luminosità di una stella (L) riflette principalmente la quantità di energia emessa dalla stella - ed è quindi misurata in watt, come qualsiasi altra caratteristica quantitativa dell'energia. Questa è una quantità oggettiva: non cambia quando l'osservatore si muove. Questo parametro è 3,82 × 10 26 W. L'indicatore di luminosità della nostra stella viene spesso utilizzato per misurare la luminosità di altre stelle, il che è molto più conveniente per il confronto - quindi è contrassegnato come L ☉, (☉ è il simbolo grafico del Sole.)

Ovviamente, la caratteristica più informativa e universale tra le precedenti è la luminosità. Poiché questo parametro mostra l'intensità della radiazione della stella nel modo più dettagliato, può essere utilizzato per scoprire molte caratteristiche della stella, dalle dimensioni e massa all'intensità.

Luminosità dalla A alla Z

Non ci vuole molto per cercare la fonte di radiazione in una stella. Tutta l'energia che può lasciare la stella viene creata nel processo di reazioni di fusione termonucleare. Gli atomi di idrogeno, fondendosi sotto la pressione gravitazionale nell'elio, rilasciano enormi quantità di energia. E nelle stelle più massicce, non solo l'idrogeno, ma anche l'elio "brucia" - a volte anche elementi più massicci, persino il ferro. L'energia risulta quindi essere molte volte maggiore.

La quantità di energia rilasciata durante una reazione nucleare dipende direttamente da: maggiore è, più la gravità comprime il nucleo della stella e più l'idrogeno viene contemporaneamente convertito in elio. Ma non è solo l’energia nucleare a determinare la luminosità di una stella: deve anche essere emessa verso l’esterno.

È qui che entra in gioco l'area di radiazione. La sua influenza nel processo di trasferimento dell'energia è molto grande, cosa facilmente verificabile anche nella vita di tutti i giorni. Una lampada a incandescenza, il cui filamento si riscalda fino a 2800 °C, non cambierà in modo significativo la temperatura nella stanza dopo 8 ore di funzionamento, ma una normale batteria con una temperatura di 50–80 °C sarà in grado di riscaldare la stanza ad un notevole senso di soffocamento. Le differenze di efficienza sono causate da differenze nella quantità di superficie che emette energia.

Il rapporto tra l'area del nucleo di una stella e la sua superficie è spesso commisurato alle proporzioni del filamento di una lampadina e di una batteria: il diametro del nucleo può essere solo un decimillesimo del diametro totale della stella. Pertanto, la luminosità di una stella è seriamente influenzata dall'area della sua superficie emittente, cioè dalla superficie della stella stessa. La temperatura qui risulta non essere così significativa. L'incandescenza della superficie della stella è inferiore del 40% alla temperatura della fotosfera solare, ma a causa delle sue grandi dimensioni, la sua luminosità supera di 150 volte quella del Sole.

Si scopre che nel calcolo della luminosità di una stella, il ruolo delle dimensioni è più importante dell'energia del nucleo? Non proprio. Le giganti blu con luminosità e temperatura elevate hanno luminosità simili alle supergiganti rosse, che sono molto più grandi. Inoltre, la stella più massiccia e una delle più calde ha la luminosità più alta tra tutte le stelle conosciute. Fino a quando non verrà scoperto un nuovo detentore del record, ciò metterà fine al dibattito sul parametro più importante per la luminosità.

Uso della luminosità in astronomia

Pertanto, la luminosità riflette in modo abbastanza accurato sia l'energia di una stella che la sua superficie, motivo per cui è inclusa in molte tabelle di classificazione utilizzate dagli astronomi per confrontare le stelle. Tra questi vale la pena evidenziare il diagramma

La luminosità del Sole cambia?

GLI ANTICHI GHIACCIAI

La geologia storica mostra che nelle ere geologiche precedenti si verificavano di tanto in tanto ondate di freddo. La prima glaciazione conosciuta risale a 2.500 milioni di anni fa rispetto ai nostri giorni. I geologi giudicano l'esistenza di ere glaciali in un lontano passato sulla base dei ritrovamenti delle cosiddette tilliti: rocce non selezionate, inclusi massi e argilla, formatesi sotto l'azione di un ghiacciaio. Se consideriamo il manifestarsi di tutte le principali glaciazioni conosciute nella storia geologica, non si può fare a meno di prestare attenzione alla disomogeneità della loro distribuzione nel tempo. Dopo diverse fasi avvenute circa 2500-2200 milioni di anni fa, vi è stata una lunga interruzione, misurata in 1500 milioni di anni, in cui non si sono verificate glaciazioni. Intorno a 900 milioni di anni fa, le glaciazioni ripresero e cominciarono a verificarsi ad intervalli di 50-100 milioni di anni. Oltre alle forti ondate di freddo che hanno causato potenti glaciazioni sulla Terra, ci sono stati anche minimi di temperatura più deboli quando il raffreddamento era insufficiente per una distribuzione diffusa del ghiaccio sul pianeta.

La particolarità delle glaciazioni era che si verificavano in condizioni sfavorevoli per la loro manifestazione (il clima sulla Terra era caldo, non esisteva una chiara divisione in zone climatiche). Tuttavia, il forte raffreddamento ha colpito l’intero pianeta, indipendentemente dalla latitudine. Ad esempio, tracce della glaciazione del Proterozoico superiore, avvenuta 900 milioni di anni fa, sono state trovate in vari luoghi del pianeta, indipendentemente dalla latitudine geografica. Le formazioni glaciali (tilliti) sono spesso coperte e/o ricoperte da sedimenti formatisi in climi caldi. Questi fatti indicano che il raffreddamento è avvenuto in modo relativamente rapido e poi è terminato altrettanto bruscamente. Il piccolo spessore delle formazioni glaciali indica la breve durata dei periodi freddi.

Queste caratteristiche delle antiche ere glaciali non ci permettono di associarle ad alcuna “causa terrena”, ad esempio, processi di costruzione di montagne o cambiamenti nella configurazione della terra e del mare. In effetti, in quei tempi lontani non c'erano montagne alte e le fluttuazioni del livello dell'oceano cambiavano molto lentamente. Non c'è motivo di spiegare le antiche glaciazioni con esplosioni di attività vulcanica, poiché non ci sono correlazioni tra le epoche di aumento del vulcanismo e le glaciazioni: intense. I processi vulcanici si sono verificati sulla Terra molto spesso e le glaciazioni - solo poche volte in tutta la sua storia. Forse, in alcuni casi, le eruzioni vulcaniche hanno contribuito a uno sviluppo più intenso della glaciazione, ma non potevano essere la causa principale di fenomeni come i cambiamenti nell'inclinazione dell'asse terrestre o nell'intasamento dell'asse terrestre non possono causare abbassamenti della temperatura globale di decine di gradi nell'atmosfera da parte della polvere (terrestre o cosmica). L.I. Salop e numerosi altri scienziati sono inclini a favorire una causa extraterrestre delle antiche glaciazioni È più naturale spiegare le glaciazioni con i cambiamenti nella luminosità del Sole. A quanto pare, ci sono alcuni ritmi: la luminosità diminuisce circa ogni 80-100 milioni di anni e rimane al di sotto dei valori medi per diversi milioni di anni.

Le fasi delle glaciazioni e la loro periodicità suggeriscono l'esistenza di ritmi più ampi di luminosità solare. Gli ultimi 900 milioni di anni sono stati caratterizzati da fasi episodiche di glaciazioni. Inoltre, nel profondo dei secoli, si scopre un periodo di assenza di glaciazioni, durato 1500 milioni di anni. Anche più lontano dal nostro tempo ricompaiono le glaciazioni, ma non per così tanto tempo. Non si può escludere che prima si siano verificate fluttuazioni della luminosità del Sole, ma queste non si sono manifestate sotto forma di glaciazioni, poiché allora la temperatura sulla Terra era elevata e durante la fase di raffreddamento non scendeva sotto 0°C. Se la nostra ipotesi è corretta, allora possiamo parlare della periodicità delle fluttuazioni della luminosità solare. Per un certo periodo di tempo, il Sole si comporta come una stella stazionaria e poi, all'incirca nello stesso periodo, pulsa per un periodo di 80-100 milioni di anni. Le glaciazioni indicano intervalli di tempo in cui la luminosità del Sole diminuisce e la temperatura sulla superficie del pianeta diminuisce. Esistono prove del fenomeno opposto: un aumento episodico della luminosità del Sole? La storia della Terra non fornisce una risposta definitiva a questa domanda. Un aumento della luminosità del Sole avrebbe dovuto portare al riscaldamento della superficie terrestre e, di conseguenza, ad un aumento della temperatura dell'acqua, e ciò avrebbe causato cambiamenti nella situazione ecologica. I geologi hanno registrato tali cambiamenti più di una volta, ma è difficile dire se siano collegati ad un aumento della temperatura.

MARTE RACCONTERÀ LA STORIA DELLA TERRA?

Studiare la storia di Marte può aiutare a studiare le variazioni della luminosità del Sole. Come è noto, la temperatura sulla sua superficie varia dai -120°C della notte ai +20°C del giorno. Tuttavia, ci sono stati periodi nella storia di Marte in cui la temperatura è aumentata ancora di più e i fiumi scorrevano su Marte. Tali riscaldamenti si sono verificati su Marte più di una volta, ma gli scienziati non sono ancora in grado di determinare con precisione il tempo di queste epoche calde, poiché non esistono date assolute per l’età delle rocce del pianeta. Si ritiene che l'acqua liquida sulla superficie di Marte non sia apparsa a causa della pioggia, ma a causa dello scioglimento del ghiaccio sotterraneo. L'acqua, emergendo dal terreno disciolto, si precipitava nelle valli fluviali in cui si sviluppava, per poi rientrare nel terreno all'interno delle vaste depressioni prive di drenaggio. Non c’è consenso riguardo alle cause del riscaldamento su Marte. Molti credono che lo scioglimento dei ghiacci sotterranei sia causato dall'attivazione di processi profondi e, soprattutto, dall'attività vulcanica. È difficile essere d'accordo con questa conclusione, dal momento che l'attività endogena su Marte si è manifestata intensamente nel primo periodo della sua storia (in precedenza 2,5 miliardi di anni fa), e l'attività di erosione dell'acqua, al contrario, è caratteristica degli ultimi 2,5 miliardi di anni . Le valli fluviali su Marte si trovano solitamente a grande distanza dai massicci vulcanici. Ed è energeticamente difficile immaginare un meccanismo per il riscaldamento episodico dell'intero pianeta da parte delle eruzioni vulcaniche.

Ci sono più ragioni per associare il riscaldamento su Marte con un aumento della luminosità del Sole. L'aumento del calore da esso derivante portò ad un aumento significativo della temperatura sulla superficie di Marte, a seguito del quale il terreno ghiacciato iniziò a sciogliersi. L'acqua in eccesso da alcuni luoghi cominciò a fluire verso altri, dove il livello delle acque sotterranee era più basso. La conoscenza moderna di Marte ci consente di distinguere almeno due fasi di attività fluviale (erosione dell'acqua) sulla sua superficie. I primi, quando si formarono le antiche valli - Uzboy, Ladon, Maadim, Bakhram - risalgono a circa 2500 anni fa. Lo stadio fluviale più giovane, quando si formarono le valli di Kasay, Tiu, Simud, Vedra, Madzha e altre, si verifica nell'ultimo miliardo di anni di storia marziana.

DUE CONDIZIONI DEL SOLE?

Se confrontiamo le epoche della glaciazione sulla Terra e le epoche dei processi fluviali su Marte, coincidono approssimativamente nel tempo. Forse questo non è casuale Durante questi periodi, la luminosità solare è cambiata sia nella direzione del suo forte aumento che in quella della sua diminuzione. L'aumento si è manifestato su Marte sotto forma di stadi fluviali, mentre sulla Terra la diminuzione si è manifestata sotto forma di ere glaciali. Se queste ipotesi sono corrette, la luce del giorno presenta due tipi di stati che periodicamente si sostituiscono. Il primo è relativamente tranquillo, caratteristico dell'era compresa tra 2250 milioni di anni e 900 milioni di anni, quando non si verificarono cambiamenti significativi nell'intensità del bagliore. Il secondo è contrastante, quando si sono verificate entrambe le fasi di luminosità crescente e decrescente. Viviamo in un’era contrastante che dura da 900 milioni di anni.

Qual è la ragione di fluttuazioni così brusche nella luminosità del Sole? Dopotutto, è considerata una stella stazionaria e le fluttuazioni della costante solare non superano lo 0,3% (che è del tutto insufficiente per la glaciazione globale). Tuttavia, recentemente alcuni astrofisici hanno ammesso la possibilità di fluttuazioni più significative nella luminosità solare. È noto che la quantità di neutrini solari registrati dagli strumenti a terra si è rivelata significativamente inferiore a quanto dovrebbe essere secondo i calcoli teorici. Pertanto, secondo il modello proposto da W. Fowler (1972), le alte temperature necessarie per l'inizio dei processi nucleari si stabiliscono periodicamente nelle parti interne del Sole a determinati intervalli di tempo - circa 200-300 milioni di anni. Quando vengono raggiunte queste temperature, il plasma caldo sale per instabilità convettiva e si mescola con la sostanza relativamente fredda in superficie. Di conseguenza, la luminosità del Sole diminuisce di circa il 35% e la temperatura sulla Terra di 30°C o più. Questo stato dura circa 10 milioni di anni. Naturalmente questa ipotesi incontra alcune obiezioni. Ad esempio, sono stati ottenuti dati che indicano la possibilità dell'esistenza di una massa a riposo per i neutrini, e ciò può portare al fatto che i neutrini emessi dal Sole vengono trasformati in modo tale da non poter essere rilevati con i metodi accettati. Il problema in esame viene discusso solo a livello qualitativo. Per risolvere la questione di quanto debba diminuire la luminosità del Sole per provocare la glaciazione, sono necessari calcoli particolari. Apparentemente stiamo parlando di una diminuzione della luminosità del 10% o più.

Vale solo la pena sottolineare che l'analisi dei dati geologici che indicano i cambiamenti della temperatura della superficie terrestre nel tempo è l'unica opportunità per rilevare e valutare le fluttuazioni della luminosità solare avvenute milioni e miliardi di anni fa. Gli scienziati non hanno ancora un modo diretto per stabilire cicli così estesi di fluttuazioni nella luminosità del Sole. Pertanto, rimane solo un modo indiretto: cercare tracce delle pulsazioni del Sole nella storia dei pianeti che orbitano attorno ad esso. Prestiamo attenzione a un'altra circostanza. È opinione diffusa tra astronomi e geofisici che durante la formazione della Terra, ad es. 4,6 miliardi di anni fa i livelli di radiazione solare erano inferiori del 40% rispetto a quelli attuali e da allora sono in aumento fino ai giorni nostri. Di conseguenza, la temperatura sulla Terra dovrebbe aumentare gradualmente. I dati del "record di pietra" della Terra indicano il contrario: la temperatura sulla superficie del pianeta è gradualmente diminuita. Pertanto, 3,8 miliardi di anni fa, in base alla determinazione del rapporto degli isotopi dell'ossigeno nei depositi silicei della serie Isua (Groenlandia), la temperatura era compresa tra 90 e 150°C. Tre miliardi di anni fa variava da 90 a 65°C per poi diminuire gradualmente fino a quella moderna. Solo la ricerca futura mostrerà come superare questa contraddizione.

• Autore dell'articolo I.A. Rezanov, Dottore in Scienze Geologiche e Mineralogiche, Istituto di Storia delle Scienze e delle Tecnologie Naturali RAS dal nome. S.I. Vavilova
• Preparazione e rilascio del progetto "Astrogalaxy" 15/09/2007