Zvaigžņu lielums. Zvaigžņu magnitūdas Kā pārvērst zvaigžņu lielumos

Pat cilvēki, kas ir tālu no astronomijas, zina, ka zvaigznēm ir atšķirīgs spilgtums. Spožākās zvaigznes ir viegli pamanāmas pārgaismotajās pilsētas debesīs, savukārt vājākās zvaigznes ideālos skatīšanās apstākļos ir tik tikko saskatāmas.

Lai raksturotu zvaigžņu un citu debess ķermeņu (piemēram, planētu, meteoru, Saules un Mēness) spilgtumu, zinātnieki ir izstrādājuši zvaigžņu lielumu skalu.

Šķietamais lielums(m; bieži saukts vienkārši par "lielumu") norāda starojuma plūsmu novērotāja tuvumā, t.i., novēroto debess avota spilgtumu, kas ir atkarīgs ne tikai no objekta faktiskās starojuma jaudas, bet arī no attāluma līdz tam.

Šis ir bezizmēra astronomisks lielums, kas raksturo apgaismojumu, ko rada debess objekts novērotāja tuvumā.

Apgaismojums- gaismas daudzums, kas vienāds ar gaismas plūsmas attiecību, kas krīt uz nelielu virsmas laukumu pret tās laukumu.
Apgaismojuma mērvienība Starptautiskajā vienību sistēmā (SI) ir lukss (1 lukss = 1 lūmens uz kvadrātmetru), GHS (centimetrs-grams-sekunde) ir foto (viens foto ir vienāds ar 10 000 luksiem).

Apgaismojums ir tieši proporcionāls gaismas avota gaismas intensitātei. Avotam attālinoties no apgaismotās virsmas, tā apgaismojums samazinās apgriezti proporcionāli attāluma kvadrātam (apgrieztā kvadrāta likums).

Subjektīvi redzamais zvaigžņu lielums tiek uztverts kā spilgtums (punktveida avotiem) vai spilgtums (paplašinātiem avotiem).

Šajā gadījumā viena avota spilgtumu norāda, salīdzinot to ar cita avota spilgtumu, kas tiek ņemts par standartu. Šādi standarti parasti kalpo kā īpaši atlasītas fiksētās zvaigznes.

Magnitūda vispirms tika ieviesta kā zvaigžņu redzamā spilgtuma indikators optiskajā diapazonā, bet vēlāk tika attiecināts arī uz citiem starojuma diapazoniem: infrasarkano, ultravioleto.

Tādējādi šķietamais lielums m jeb spilgtums ir apgaismojuma E mērs, ko avots rada uz virsmas, kas ir perpendikulāra tā stariem novērošanas vietā.

Vēsturiski tas viss sākās pirms vairāk nekā 2000 gadiem, kad sengrieķu astronoms un matemātiķis Hiparhs(2. gadsimtā pirms mūsu ēras) sadalīja acij redzamās zvaigznes 6 magnitūdās.

Hiparhs spožākajām zvaigznēm piešķīra pirmo lielumu, bet vājākajām, ar aci tikko pamanāmajām zvaigznēm — sesto, pārējās bija vienmērīgi sadalītas starp lielumiem. Turklāt Hiparhs veica sadalījumu zvaigžņu magnitūdās tā, ka 1. lieluma zvaigznes šķita tikpat spožākas par 2. lieluma zvaigznēm, cik tās šķita spožākas par 3. lieluma zvaigznēm utt. Tas ir, no gradācijas līdz gradācijai. zvaigznes mainītas par vienu un to pašu izmēru.

Kā izrādījās vēlāk, saikne starp šādu skalu un reāliem fizikāliem lielumiem ir logaritmiska, jo spilgtuma izmaiņas par tādu pašu skaitu reižu acs uztver kā izmaiņas par tādu pašu daudzumu - Vēbera-Fehnera empīriskais psihofizioloģiskais likums, saskaņā ar kuru sajūtas intensitāte ir tieši proporcionāla stimula intensitātes logaritmam.

Tas ir saistīts ar cilvēka uztveres īpatnībām, piemēram, ja lustrā secīgi tiek iedegtas 1, 2, 4, 8, 16 identiskas spuldzes, tad mums šķiet, ka apgaismojums telpā nepārtraukti palielinās par vienu un to pašu. summa. Tas ir, ieslēgto spuldžu skaitam vajadzētu palielināties par tādu pašu reižu skaitu (piemērā divas reizes), lai mums šķiet, ka spilgtuma pieaugums ir nemainīgs.

Sajūtas E stipruma logaritmisko atkarību no stimula P fiziskās intensitātes izsaka ar formulu:

E = k log P + a, (1)

kur k un a ir noteiktas konstantes, ko nosaka dotā sensorā sistēma.

19. gadsimta vidū. Angļu astronoms Normans Pogsons formalizēja lieluma skalu, kurā tika ņemts vērā redzes psihofizioloģiskais likums.

Pamatojoties uz faktiskajiem novērojumu rezultātiem, viņš to postulēja

PIRMĀS ROBEŽAS ZVAIGZNE IR TIEŠI 100 REIZES SPĪDZKĀK PAR SESTĀS ROBEŽAS ZVAIGZNE.

Šajā gadījumā saskaņā ar izteiksmi (1) šķietamo lielumu nosaka vienādība:

m = -2,5 log E + a, (2)

2,5 – Pogsona koeficients, mīnusa zīme – cieņas apliecinājums vēsturiskajām tradīcijām (spilgtākām zvaigznēm ir mazāks, tai skaitā negatīvs, magnitūds);
a ir lielumu skalas nulles punkts, kas noteikts ar starptautisku līgumu, kas saistīts ar mērījumu skalas bāzes punkta izvēli.

Ja E 1 un E 2 atbilst lielumiem m 1 un m 2, tad no (2) izriet, ka:

E 2 /E 1 = 10 0,4 (m 1 - m 2) (3)

Lieluma samazinājums par vienu m1 - m2 = 1 noved pie apgaismojuma E palielināšanās aptuveni 2,512 reizes. Ja m 1 - m 2 = 5, kas atbilst diapazonam no 1. līdz 6. lielumam, apgaismojuma izmaiņas būs E 2 / E 1 = 100.

Pogsona formula tās klasiskajā formā nosaka saistību starp šķietamajiem zvaigžņu lielumiem:

m 2 - m 1 = -2,5 (logE 2 - logE 1) (4)

Šī formula ļauj noteikt zvaigžņu lielumu atšķirību, bet ne pašus lielumus.

Lai to izmantotu absolūtas skalas izveidošanai, jums ir jāiestata nulles punkts– spilgtums, kas atbilst nullei (0 m). Sākumā Vega spožums tika pieņemts kā 0 m. Pēc tam nulles punkts tika definēts no jauna, bet vizuāliem novērojumiem Vega joprojām var kalpot kā nulles redzamā lieluma etalons (pēc mūsdienu sistēmas UBV sistēmas V joslā tā lielums ir +0,03 m, kas nav atšķirams no nulles uz aci).

Parasti lieluma skalas nulles punkts tiek ņemts nosacīti, pamatojoties uz zvaigžņu kopu, kuras rūpīga fotometrija veikta ar dažādām metodēm.

Arī labi definēts apgaismojums tiek pieņemts kā 0 m, kas ir vienāds ar enerģijas vērtību E = 2,48 * 10 -8 W/m². Faktiski tieši apgaismojumu astronomi nosaka novērojumu laikā, un tikai tad tas tiek īpaši pārveidots zvaigžņu lielumos.

Viņi to dara ne tikai tāpēc, ka “tas ir biežāk”, bet arī tāpēc, ka lielums izrādījās ļoti ērts jēdziens.

apjoms izrādījās ļoti ērts jēdziens

Apgaismojuma mērīšana vatos uz kvadrātmetru ir ārkārtīgi apgrūtinoša: Saulei šī vērtība ir liela, bet vājām teleskopiskām zvaigznēm tā ir ļoti maza. Tajā pašā laikā ir daudz vieglāk darboties ar zvaigžņu lielumiem, jo ​​logaritmiskā skala ir ļoti ērta, lai parādītu ļoti lielus lielumu diapazonus.

Pēc tam Pogson formalizācija kļuva par standarta metodi zvaigžņu lieluma novērtēšanai.

Tiesa, mūsdienu mērogs vairs neaprobežojas ar sešiem magnitūdām vai tikai redzamo gaismu. Ļoti spilgtiem objektiem var būt negatīvs lielums. Piemēram, Sīriusa, spožākās zvaigznes debess sfērā, magnitūda ir mīnus 1,47 m. Mūsdienu mērogs ļauj iegūt arī Mēness un Saules vērtības: pilnmēness lielums ir -12,6 m, bet Saule -26,8 m. Habla orbitālais teleskops var novērot objektus, kuru spilgtums ir līdz aptuveni 31,5 m.

Lieluma skala
(mērogs ir apgriezts: zemākas vērtības atbilst gaišākiem objektiem)

Dažu debess ķermeņu šķietamie lielumi

Sv: -26.73
Mēness (pilnmēness): -12.74
Venera (pie maksimālā spilgtuma): -4,67
Jupiters (pie maksimālā spilgtuma): -2,91
Siriuss: -1,44
Vega: 0,03
Ar neapbruņotu aci redzamās vājākās zvaigznes: aptuveni 6,0
Saule 100 gaismas gadu attālumā: 7.30
Proxima Centauri: 11.05
Spilgtākais kvazārs: 12.9
Vājākie objekti, kas fotografēti ar Habla teleskopu: 31.5

Astronomi mēra zvaigžņu spilgtumu vai, precīzāk, spožumu zvaigžņu lielumi. Diezgan oriģināls termins, ko otrajā gadsimtā pirms mūsu ēras ieviesa grieķu astronoms Hiparhs.

Hiparhs sadalīja zvaigznes pēc spilgtuma sešos grādos, sešos magnitūdos, spožākās zvaigznes nosaucot par pirmā lieluma zvaigznēm, bet vājākās, ar aci tik tikko pamanāmas, atsaucās uz sesto magnitūdu. Vidēja spilgtuma zvaigznes tika sadalītas pēc lieluma subjektīvi, “ar aci”, tā ka zvaigžņu lieluma “soļi” bija aptuveni vienādi.

Vēlāk izrādījās, ka subjektīvi vienmērīgi “soļi” no viena lieluma līdz nākamajam atbilst eksponenciālam fiziskā spilgtuma (gaismas plūsmas) pieaugumam. Citiem vārdiem sakot, redzamais spīdums palielinās ieslēgts solis un fiziskais spilgtums - V atkārtoti. Tas ir jebkuras fizioloģiskās sajūtas īpašums, kas atbilst logaritma likumam: sajūtas intensitāte ir proporcionāla stimula intensitātes logaritmam.

Patīkami, ka 5 zvaigžņu vienību atšķirība (apzīmē 5 m) atbilst simtkārtīgām gaismas plūsmas izmaiņām. Attiecīgi viens lielums ir gaismas plūsmas izmaiņas aptuveni divarpus reizes. Zvaigzne Vega tika izvēlēta nulles magnitūdā, taču spožākās zvaigznes neiekļāvās skalā un tām bija negatīvs lielums: Sīriuss, Canopus, Alfa Kentauri un Arkturs.

Jo lielāks lielums, tas ir, jo blāvākas zvaigznes, jo vairāk to ir. Spilgto zvaigžņu kataloga analīze, kurā iekļautas visas zvaigznes, kas spožākas par 6,5 m, dod labas attiecības: palielinoties par vienu magnitūdu, zvaigžņu skaits palielinās 3 reizes. Lūdzu, ņemiet vērā: arī šeit parādās eksponenciāla atkarība! Daudzus procesus dabā apraksta eksponenciāli.

Lai redzētu šo eksponenciālo attiecību, ir ērti izmantot grafikus ar logaritmisko skalu, ko es daru otrajā attēlā. Tur tika pievienotas arī Ptolemaja Almagesta (2. gs. p.m.ē.) zvaigznes, kas ir vecākais saglabājies katalogs, un Ugulbeka katalogs. Tajos zvaigžņu lielumus nosaka ar hiparhu metodi “ar aci”; tomēr ir skaidrs, ka kopumā tie atbilst mūsdienu prasībām. 3. un 4. lieluma zvaigžņu pārsniegums ir izskaidrojams ar blāvu zvaigžņu spilgtuma pārvērtēšanu. Turklāt ir skaidri redzams, ka senie astronomi izlaida lielu skaitu vājāko 5. un 6. lieluma zvaigžņu.

Apraksts

×

Tabulas apraksts

Tabula ietver to zvaigžņu skaitu, kuras ir spožākas par noteiktu lielumu.

Zvaigžņu lielums Ierobežo zvaigžņu lielumu. Spožu zvaigžņu katalogs To zvaigžņu skaits, kuras ir spožākas par spožu zvaigžņu katalogā norādīto lielumu. Almagest Zvaigžņu skaits, kas ir spožākas par norādīto lielumu no Almagest kataloga. Ulugbek Zvaigžņu skaits, kas ir spožākas par norādīto lielumu no Ulugbekas kataloga.

Pirmā diagramma parāda par lielumu spožāku zvaigžņu skaita atkarību no lieluma.

Otrais grafiks parāda par lielumu spožāku zvaigžņu skaita atkarību no lieluma logaritmiskajā skalā dažādiem katalogiem.

Ar neapbruņotu aci ar teleskopu zvaigžņotās debesis izskatās kā gaismas punktu izkliede, ar atšķirīgu spilgtumu. Šķietamais zvaigznes spilgtums, vai drīzāk, tas apgaismojums, ko rada zvaigznes starojums uz uztvērēja virsmas (piemēram, uz tīklenes, uz fotoplates jutīgā slāņa utt.. P . ), astronomi novērtē pēc dažiem skaitliskiem parametriem, sauc par šķietamo lielumu m. Redzamo lielumu skala ir balstīta uz eksperimentālo Vēbera-Fēnera likumu: ja E ir apgabala apgaismojums, dE ir šī laukuma apgaismojuma izmaiņas un dP ir gaismas sajūtas izmaiņas, tad šāda sakarība ir derīgs:

d P~d E/E (1)

tie. vizuālās sajūtas izmaiņas ir atkarīgas ne tikai no apgaismojuma izmaiņām, bet arī no apgaismojuma izmaiņu attiecības pret apgaismojumu. Vēbera-Fēhnera likumu var formulēt šādi:

Ja kairinājums palielinās ģeometriskā progresijā, tad sajūta mainās aritmētiskajā progresijā.

No (1) izriet:

P ~ lgE. (2)

Saistība (2) ir pamatā savienojumam ar fotometrisko fizisko skalu apgaismojuma, spilgtuma un intensitātes novērtēšanai.

Astronomisko objektu (gan izstieptu, gan punktveida) spilgtumu (“spožumu”) mēra “zvaigžņu lieluma” skalā. Termins “zvaigžņu lielums” ir cieņa pret apstarošanu, t.i. Jo spilgtāks ir novērotais (punktveida) objekts, jo lielāks tas šķiet novērotājam. Stingri sakot, “apstarošana” ir novērotā ķermeņa redzamo izmēru novirzīšanās ārpus tā faktiskā (leņķiskā) izmēra.

Šķietamais lielums m ir vizuālās sajūtas skaitliska izteiksme, novērojot izstarojošus astronomiskus objektus. Pēc tam saskaņā ar Vēbera-Fēhnera likumu (1):

Dm ~ dE/E, m ~ logE. (3)

Astronomisko novērojumu prakse ir parādījusi, ka attiecības starp m un lgE ir lineāras, t.i.

m = a + b × lgE. (4)

Acs ir relatīvs starojuma uztvērējs, t.i. tā spēj novērtēt avota fotometriskos raksturlielumus tikai salīdzinājumā ar citu starojuma avotu. Tad, novērojot divas zvaigznes, mums ir:

m 1 = a + b × lgE 1,

m 2 = a + b × lgE 2,

vai

M 1 - m 2 = b × (logE 1 - logE 2) = b × log(E 1 /E 2). (5)

19. gadsimtā Izpētījis iespējamās koeficienta “b” vērtības, Pogsons ierosināja uzskatīt, ka b = -2,512. Izteiksmi (5) var pārrakstīt šādi:

m 1 - m 2 = - 2,512 × log(E 1 /E 2), (6)

vai

log(E 1 /E 2) = 0,4 × (m 2 - m 1). (7)

Formula (7) ir Pogsona formula.

Par apgaismojuma vienību E pieņemsim apgaismojumu no zvaigznes, kuras redzamais lielums m = 0 m. Tad no (6) iegūstam savienojumu starp E un m:

m = - 2,512 × logE. (8)

Šķietamais lielumsm ir apgaismojuma E decimālais logaritms, ko gaismeklis rada novērošanas punktā uz plaknes, kas ir perpendikulāra starojuma virzienam, reizināts ar -2,512.

Ja E = 1, tad no (4): a = m, t.i. a ir redzamā apgaismojuma lieluma vienība.

Tātad, ja novērotais gaismeklis rada apgaismojumu E = pie starojuma uztvērēja, tad a = -14 m 18 (neņemot vērā atmosfēru) vai a = -13 m 89 (ņemot vērā atmosfēru, t.i. "ārpus atmosfēras" apgaismojuma vienības vērtība).

Šķietamā lieluma skala ir kalibrēta šādi, Kas , ja divu zvaigžņu spilgtums (apgaismojums, ko rada šie signāli starojuma uztvērējā) atšķiras par 2. 512 reizes, tad to šķietamie lielumi atšķiras par vienu, un spilgtākajam ir mazāka m vērtība. Šķietamie lielumi m var būt negatīvi vai pozitīvi, veseli skaitļi vai daļskaitļi. Spilgtākajiem objektiem debesīs ir negatīvs redzamais lielums: piemēram, Saulei m ⊙ = -26 m .5 . Vājākie objekti, ko var novērot, izmantojot lielākos teleskopus, aprīkots ar visjutīgākajiem starojuma uztvērējiem, ir m =+25 m ÷+30 m. No Pogson attiecības izriet, ka Saules šķietamais spilgtums ir aptuveni 10 22 reizes lielāks nekā līdz lielāko teleskopu robežai pieejamo zvaigžņu spilgtums.

Šķietamo lieluma skalu ieviesa Hiparhs ( II V. BC.). Šķietamais lielums m nekādā veidā nav saistīts ar redzamo, ne arī ar zvaigznes faktisko izmēru (diametru). Turklāt, salīdzinot divu zvaigžņu redzamos lielumus, mēs neko nevaram teikt par šo zvaigžņu atšķirībām realitātē. Zvaigznes atšķiras viena no otras pēc diametra un, tātad, izstarojot virsmas laukumu, pēc virsmas temperatūras, beidzot, var atrasties dažādos attālumos no novērotāja. Foršs punduris ar niecīgu starojuma jaudu, bet atrodas tuvu Saulei, var būt tāds pats šķietamais spilgtums, kā karsts milzis, tālu no mums lielā attālumā. Tas nozīmē, šīs zināšanas attālumi līdz zvaigznēm un ir ļoti svarīga, lai novērtētu zvaigžņu faktiskos fiziskos parametrus un, tātad, izprast fiziskos procesus, kas notiek zvaigžņu pasaulē.

Dāvanā saņemsi kartiņu, kas tiks parādīta
kur tieši jūs varat redzēt savu zvaigzni debesīs!

Lielumi

Tūlīt ir vērts atzīmēt, ka debesu ķermeņu, proti, zvaigžņu, spožums joprojām izpaužas īpašos, tā sakot, vēsturiski noteiktos rādītājos, proti, "zvaigžņu lielumos". Šīs skaitļu sistēmas izskats un izcelsme ir tieši saistīta ar cilvēka redzes īpatnību: ja gaismas avota stiprums mainās ģeometriskā progresijā, tad mūsu sajūta no tā ir tikai aritmētiskā progresijā. Pirms vairākiem gadsimtiem grieķu astronoms Hiparhs (pirms 161. - pēc 126. g. p.m.ē.) spēja visas cilvēka acij redzamās zvaigznes sadalīt 6 klasēs, sadalot tās pēc spilgtuma. Spožākās zvaigznes viņš nosauca par 1. lieluma zvaigznēm, bet vājākās zvaigznes — par 6. lielumu. Nedaudz vēlāk mērījumi varēja parādīt, ka gaismas plūsmas no 1. lieluma zvaigznēm ir aptuveni 100 reižu lielākas nekā gaismas plūsmas no 6. lieluma zvaigznēm, saskaņā ar Hiparha darbu.

Precīzākai noteikšanai tika pieņemts, ka 5 magnitūdu starpība precīzi atbilst gaismas plūsmu attiecībai pie attiecības 1:100. Tagad mēs varam ar pārliecību teikt, ka spilgtuma atšķirība par 1 lielumu pilnībā atbilst spilgtuma attiecībai. Līdz šim šī debess ķermeņu klasifikācijas sistēma ir ievērojami uzlabota, pēc tam tajā tika veiktas vairākas izmaiņas, tādējādi pabeidzot senā zinātnieka darbus. Piemēram: pirmā lieluma zvaigzne ir 2,512 reizes spožāka par 2. lieluma zvaigzni, kas savukārt ir 2,512 reizes spožāka par 3. lieluma zvaigzni utt. Šī skala ir ļoti universāla, ar to var izteikt apgaismojumu, ko uz Zemes virsmas rada jebkura veida gaismas avots.

Taču pilnīgai zvaigžņu salīdzināšanai atbilstoši to patiesajam “spīdumam” tiek izmantots “absolūtais lielums”, kas ir šķietamais lielums, kāds būtu konkrētai zvaigznei, ja tā būtu novietota standarta attālumā no Zemes 10 pc. Ja zvaigznei ir paralakse p un šķietamais lielums m, tad tās absolūtais lielums M tiks aprēķināts pēc formulas. Ir arī vērts atzīmēt, ka mēs pat varam aprakstīt mūsu zvaigznes starojumu, izmantojot zvaigžņu lielumus un dažādos tās spektra diapazonos. Piemēram, vizuālais lielums (mv) izteiks zvaigznes spilgtumu tās spektra dzeltenzaļajā apgabalā, fotogrāfiskais lielums (mp) - zilā krāsā utt. Atšķirību starp vizuālajām un fotogrāfiskajām krāsu vērtībām sauc par "krāsu indeksu", kas ir tieši saistīta ar zvaigznes temperatūru un spektru.

Šķietamais lielums (turpmāk tekstā m; ļoti bieži to sauc vienkārši par "zvaigžņu lielumu") šis rādītājs nosaka starojuma plūsmu objekta tuvumā, kuru mēs novērojam, tas ir, mūsu debess avota novēroto spilgtumu, kas tieši nav atkarīgs no tikai uz mūsu objekta reālo starojuma jaudu, bet arī uz attālumu līdz tā atrašanās vietai. Ir arī vērts atzīmēt, ka redzamo zvaigžņu lielumu skala ir cēlusies no pirmā Hiparha zvaigžņu kataloga (pirms 161. g. 126. g. p.m.ē.), kurā tika ņemtas vērā visas cilvēka acij redzamās zvaigznes, pēc kā tās tika sadalītas sešās. klases atbilstoši to spilgtumam.

Piemēram, Ursa Major Dipper zvaigžņu spilgtums ir aptuveni 2 m, bet Vegas zvaigznes ir aptuveni 0 m. Bet tas vēl nav viss, īpaši spilgtiem debess ķermeņiem lieluma vērtība var būt negatīva, piemēram: Siriuss ir aptuveni -1,5 m (tas nozīmē, ka no tā izplūstošā gaismas plūsma ir 4 reizes lielāka nekā no Vegas), savukārt Venēras spilgtums vairākas dienas gadā var sasniegt līdz -5 m (gaismas plūsmas ir gandrīz 100 reizes lielākas nekā Vegai). Ir vērts uzsvērt, ka redzamo lielumu var izmērīt ne tikai ar teleskopu, bet arī ar neapbruņotu aci, spektra redzes diapazonā un citos (fotogrāfijā, UV, IR). Šajā gadījumā šķietamais lielums nebūs īpaši saistīts ar cilvēka aci.

Zvaigzne – kurā notiek vai notiks kodoltermiskās reakcijas. BET visbiežāk zvaigznes ir tie debess ķermeņi, kuros jau notiek kodoltermiskās reakcijas.
Piemēram, mēs varam ņemt mūsu Sauli, kas ir tipiska G spektrālās klases zvaigzne. Zvaigznes ir masīvas gaismas plazmas gāzes bumbiņas. Ir arī vērts atzīmēt, ka tie veidojas no gāzes-putekļu vides, kas rodas gravitācijas saspiešanas rezultātā. Zinātnieki apgalvo, ka matērijas temperatūra zvaigznes iekšienē mērāma miljonos kelvinu, savukārt uz to virsmas tā mērāma tūkstošos kelvinu, kas ir vairākus desmitus reižu zemāka. Lielākās daļas zvaigžņu enerģija tiek atbrīvota kodoltermisko reakciju rezultātā, pārvēršot ūdeņradi hēlijā, kas notiek augstā temperatūrā zvaigžņu iekšējos reģionos. Ir arī vērts atzīmēt, ka zinātnieki zvaigznes bieži sauc par mūsu Visuma galvenajiem ķermeņiem, jo ​​​​tās satur visu dabā esošo gaismas vielu. Jāatzīmē arī tas, ka zvaigznēm ir negatīva siltuma jauda. Saulei tuvākā zvaigzne ir maz zināma zvaigzne Proxima Centauri. Kas atrodas 4,2 gaismas gadu attālumā no Saules sistēmas centra (4,2 gaismas gadi = 39 PM = 39 triljoni km = 3,9 1013 km).