Лекция
Привет, Вы узнаете о том , что такое звезды, Разберем основные их виды и особенности использования. Еще будет много подробных примеров и описаний. Для того чтобы лучше понимать что такое звезды , настоятельно рекомендую прочитать все из категории Астрономия.
Наиболее распространенный метод позволит определить
Самым распространенным методом определения расстояний до звезд является
метод годового параллакса. Он опирается на знание расстояния от Земли до
Солнца. Современные радиолокационные данные дают значение а.е. = 149 597
870,5 +- 1,6 км. Удвоенная астрономическая единица является базисом, находясь на краю которого можно измерить параллактические углы ближайших
звезд, и определить расстояния до них. Расстояния находятся из треугольника, у
которого известны одна сторона и два прилежащих угла.
Расстояние, соответствующее годичному параллаксу в 1", называется парсеком
(пс).
1 пс = 206 265 а.е. = 3,086 . 1013 км.
Если D выражается в парсеках, то D = 1/π".
Расстояние, составляющее 1000 парсек, называется килопарсеком, а расстояние
1 000 000 парсек - мегапарсеком.
Расстояние, которое свет проходит за один год, распространяясь со скоростью
около 300 000 км/с, называется световым годом.
1 световой год = 9,46 . 1012 км = 63198 а.е. = 0,3064 пс.
1 пс = 3,26 светового года.
Ближайшая к нам звезда имеет параллакс, равный 0,75”, т.е. находится на расстоянии 4,3 светового года, или 1,3 пс.
В современной астрономии используется фотографический метод для определения параллаксов звезд. Он был развит в начале 19 века Шлезингером на длиннофокусном рефракторе Йеркской обсерватории.
Из многих миллионов звезд параллаксы измерены только у нескольких тысяч.
Современные каталоги параллаксов включают около 8000 звезд. Ежегодно измеряется лишь по 60 - 80 тригонометрических параллаксов. Ошибки измерения
составляют 0,004” или более. Таким образом, измеренный параллакс
звезды ,
находящейся на расстоянии 50 пс может иметь значение от 0,016 до 0,024”.
Ошибка измерения очень велика. Точные параллаксы можно найти только для
близких звезд (до 20 пс).
Использование новых методов позиционных измерений с использованием современных светоприемников и спутниковой астрономии позволит измерять параллаксы звезд, находящихся на расстояниях 75 - 100 пс.
Расстояния между звездами очень велики. Межпланетная станция “Пионер-10”,
покинувшая пределы Солнечной системы, окажется у одной из самых близких
звезд - звезды Барнарда, находящейся на расстоянии 1,8 пс в 12490 году.
Звезды - сферически симметричные газовые (плазменные), раскаленные тела,
находящиеся в состоянии теплового и гидростатического равновесия.
Это наиболее распространенные объекты во Вселенной. В них расположено
более 98% массы космического вещества. Остальная часть рассеяна в межзвездном пространстве.
Существование отдельной звезды в течение миллиардов лет как стабильного
объекта является следствием равновесия между силами гравитационного сжатия, газового и лучевого давления, количеством и скоростью генерации энергии
и процессами теплоотвода (излучения). Звезда является устойчивой саморегулирующей системой. Малейшее изменение хотя бы одного из указанных факторов неизбежно вызывает изменение других факторов и внутреннюю перестройку звезды.
Невооруженному глазу небо представляется в виде множества светящихся точек. Видимую яркость звезды, а точнее ту освещенность, которую создает звезда на единице поверхности приемника, оценивают видимой звездной величиной.
Видимая звездная величина не отражает абсолютную характеристику звезды.
Она зависит от расстояния, на котором находится звезда от наблюдателя. Поэтому вводят такое понятие, как абсолютная звездная величина, под которой
понимают ту звездную величину, которую бы имела звезда, будучи удаленной,
на расстояние, равное 10 парсекам.
Абсолютная и видимая зв. величины связаны формулой:
М = m + 5 - 5lg r.
Ее можно переписать в следующем виде:
М - m = 5 - 5 lg r.
Разность М - m называется модулем расстояния.
Межзвездная среда заполнена газом и пылью. Излучение звезды при ее прохождении частично рассеивается, частично поглощается. Поэтому для получения
реальных результатов в вышеприведенные формулы вводят параметр, описывающий характер среды А(m).
М - m = 5 - 5 lg r - А(m).
Физические характеристики звезды и ее жизненный путь определяются массой,
которую звезда имела в момент рождения, и начальным химическим составом.
На величину массы накладываются ограничения физическими процессами, происходящими при сжатии фрагмента молекулярного облака, из которого родилась звезда.
Диапазон возможных масс 10-2 - 102
массы Солнца. При массах меньше указанного предела, в центральных районах формирующейся звезды не возникают
условия, необходимые для возникновения и протекания термоядерных реакций.
При массе больше предельной мощное излучение ядра активно противодействует дальнейшей концентрации вещества на поверхности звезды, либо, если
масса и плотность слишком велики, облако в процессе эволюции сжимается в
черную дыру.
Наблюдения показывают, что массы самых больших звезд - голубых гигантов V
класса светимости не превышают 60 масс Солнца, а массы красных карликов -
порядка 0,1 массы Солнца.
Непосредственные определения радиусов звезд, за некоторыми исключениями,
невозможны. Об этом говорит сайт https://intellect.icu . Все звезды находятся на очень большом расстоянии и даже самые
крупные оптические телескопы не могут разрешить их угловые размеры.
Только недавно удалось получить вид истинного диска звезды Бетельгейзе с
помощью космического телескопа им. Хаббла. Изображение показывает огромную ультрафиолетовую атмосферу с таинственным горячим пятном на поверхности. Огромное яркое пятно больше чем десять диаметров Земли и имеет
температуру на 2 000 K большую чем окружающая поверхность звезды.
Характер пятна неизвестен. Оно может вызываться пульсациями, обнаруженными в гигантской звезде, или воздействием мощного магнитного поля.
Увидеть диск звезды возможно, потому что Бетельгейзе - настолько большая
звезда, что если бы она находилась на месте Солнца, в центре Солнечной системы, то ее внешняя атмосфера простиралась бы за орбиту Юпитера.
Угловые диаметры 20 - 30 ближайших звезд определены с помощью звездных
интерферометров.
Принцип работы интерферометра основан на интерференции света звезды, отраженного парой широко расставленных зеркал.
Иногда для определения угловых размеров звезды удается использовать вид
интерференционной картины, возникающей во время покрытия звезд Луной.
Линейные радиусы можно определить у затменно - переменных звезд по продолжительности затмения.
Если для звезды с расстоянием r найден угловой диаметр d”, то ее линейный
поперечник может быть легко вычислен по формуле
D = d”r/ 206 265”.
Радиусы звезд варьируются в широком диапазоне. Самые большие звезды -
красные сверхгиганты с радиусами в 100 - 1000 раз превышающими солнечный.
Самые малые звезды - белые карлики и нейтронные звезды, радиусы которых в
100 - 10000 раз меньше солнечного.
Звезда Лейтена в созвездии Кита имеет диаметр в 10 раз меньше земного, а нейтронные звезды имеют размеры порядка 10 км.
Средняя плотность красных сверхгигантов 10-6
г/см
3
, а нейтронных звезд более
1014
г/см3
, т.е. сравнима по плотности с ядерной материей.
Различие в физических характеристиках звезд определяет все разнообразие нашей Галактики.
Поток энергии, излучаемый звездой по всем направлениям, называется светимостью.
lg(Lз/Lс) = 0,4 (Мс - Мз),
где Мс и Мз - абсолютные звездные величины Солнца и любой звезды соответственно, а Lс и Lз - их светимости.
Обычно светимость Солнца принимается равной 1, и светимости звезд выражаются в единицах светимости Солнца. Тогда:
lgLз = 0,4 (Мс - Мз),
Отношение светимостей самых ярких и самых слабых звезд достигает около 100
млрд.
Голубые гиганты и красные сверхгиганты имеют светимость равную 800 000
солнечной. Красные карлики спектрального класса М имеют светимость 0,0001
солнечной.
До недавнего времени самой яркой звездой считали β Ориона. Однако, сейчас
самой яркой звездой в Галактике считается звезда Лебедь ОВ-2№12. Она превосходит блеском некоторые слабые галактики. Излучение в видимой части
спектра в 1 млн. Раз больше солнечного. Если бы она была на месте α Центавра,
светила бы ярче полной Луны. Это голубой сверхгигант, Т = 13.
103 К. Находится на расстоянии 50700 св. лет. Эта звезда окружена плотным облаком пыли,
которое пропускает 0,0001 всего светового излучения. Возможно, это облако
образовалось из-за потери массы звездой.
В 1988 году была идентифицирована звезда, принадлежащая к классу коричневых карликов. Это самые слабые объекты, доступные наблюдениям. Яркость в
20 000 раз слабее солнечной. Масса меньше в 20 раз. Находится на расстоянии
68 св. лет от Солнца. Малая масса не позволяет зажечься ядерным реакциям.
Такие звезды могут образовывать скрытую массу галактик (по некоторым подсчетам до 90% всей массы).
В 1994 - 1995 годах исследования на Паломарской обсерватории и космическом
телескопе дали фотографию коричневого карлика. Эта звезда называется Gliese
229B (GL229B), и является маленьким компаньоном холодной красной звезды
Gliese 229, находящейся на расстоянии 19 св. лет от Земли в созвездии Зайца.
Масса карлика равна 20 - 50 масс Юпитера.
GL229B слишком массивен и горяч, чтобы быть планетой, но слишком маленький и прохладный, чтобы сиять подобно звезде. Светимость его в 100,000 раз
меньше чем у Солнца. Этот коричневый карлик самый слабый объект когдалибо замеченный на орбите вокруг другой звезды и обладает спектром, похожим на спектр Юпитера. Инфракрасные спектроскопические исследования показали, что карлик имеет много метана. Метан не обнаружен в звездах, но содержится в планетах-гигантах Солнечной системы.
Масса звезды около 8% массы Солнца.
Коричневые карлики образуются также как и остальные звезды, но не имеют
достаточно массы, чтобы генерировать высокие температуры в недрах, достаточные для разжигания ядерных реакций.
Коричневые карлики имеют тот же механизм разогрева, что и планеты-гиганты
- через гравитационное сжатие.
Под температурой звезд обычно понимают эффективную температуру.
Эффективной температурой тела называется температура такого абсолютно
черного тела, каждый квадратный сантиметр которого во всем спектре излучает
такой же поток энергии, как и 1 см
2
данного тела.
,
4
σ
ε
Teff =
где σ = 5,67 . 10-8 Вт/(м
2 . К
4
) - постоянная Стефана-Больцмана.
Для определения эффективной температуры необходимо знать полный поток
излучения и радиус звезды. Достаточно точно эти величины могут быть измерены для немногих звезд. Для остальных звезд эффективные температуры находят
косвенными методами на основании изучения их спектров или показателей цвета с помощью шкалы эффективных звездных температур.
Шкалой эффективных звездных температур называется зависимость цветовых
характеристик излучения звезд, например, спектрального класса или показателя
цвета, от эффективных температур. Если известна шкала температур, то, определив из наблюдений спектральный класс или показатель цвета данной звезды,
легко найти ее температуру. Температурная шкала определяется эмпирически
по звездам с известными эффективными температурами, а также для звезд некоторых типов теоретически.
Шкала эффективных температур звезд.
Температура может быть найдена, если известен показатель цвета С по формуле:
Т = 72000
/(С + 0 m, 64) .
Если известна болометрическая светимость звезды, или ее эффективная температура, можно найти размеры звезды.
Светимость звезды:
L = 4πR
2
σTэфф
4
.
Если применить полученное выражение к Солнцу, светимость и радиус которого нам известны, то получим:
Lс = 4πRс
2
σTс
4
.
Деля почленно эти равенства, получим:
R = Rс(Tс/Tэфф)
2 √(L/Lс),
логарифмируя получаем:
lg(R/ Rс) = 1/2 lg (L/Lс) + 2 lg (Tс/Tэфф).
Если выразить радиус и светимость звезды в солнечных единицах, получим:
lgR = 1/2 lg L + 2 lg (Tс/Tэфф).
Звезды имеют непрерывные спектры, на которые накладываются темные и яркие спектральные линии. Различия спектров звезд заключается в количестве и
интенсивности наблюдаемых спектральных линий, а также в распределении
энергии в непрерывном спектре.
Часть лучей, проходящих через атмосферу звезды, поглощается, причем это
поглощение может быть непрерывным, когда ослабляется некоторый более или
менее протяженный участок спектра, и избирательным, когда поглощаются узкие участки спектра.
Спектры большинства звезд удалось расположить в виде последовательности,
вдоль которой линии одних химических элементов постепенно ослабевают, а
других - усиливаются. Сходные между собой спектры объединяются в спектральные классы. Тонкие различия между ними позволяют выделить подклассы.
Звезды, принадлежащие различным спектральным классам, отличаются своими
температурами.
Эта классификация была впервые применена на Гарвардской обсерватории в
начале нашего века. Позднее Гарвардская классификация дополнялась и видоизменялась и сегодня - это сложная схема с множеством индексов и подразделов. В результете работы гарвардских астрономов появился “Каталог Генри
Дрэпера”, содержащий спектральные характеристики 225 320 звезд северного и
южного полушария неба и включающий практически все звезды до 9 зв. величины.
В Гарвардской классификации спектральные типы обозначены буквами латинского алфавита
Класс О. большая интенсивность ультрафиолетовой области свидетельствует о
высокой температуре. Свет этих звезд кажется голубоватым. Наиболее интенсивны линии ионизованного гелия и многократно ионизованных углерода,
кремния, азота, кислорода. Есть слабые линии нейтрального гелия и водорода.
Класс В. Наибольшую интенсивность имеют линии нейтрального гелия. Цвет
голубовато - белый. Типичная звезда - Спика.
Класс А. Линии водорода достигают наибольшей интенсивности. Цвет белый.
Типичные звезды - Вега, Сириус.
Класс F. Линии водорода ослабевают. Усиливаются линии ионизованных металлов (кальция, железа, титана). Цвет желтоватый. типичная звезда - Процион.
Класс G. Очень интенсивны линии ионизованного кальция. Цвет желтый. Типичная звезда - Солнце.
Класс K. Фиолетовый конец ослаблен, что свидетельствует о сильном уменьшении температуры. Цвет красноватый. Типичные звезды - Арктур, Альдебаран.
Класс М. Линии металлов ослабевают. Спектр пересечен полосами поглощения
молекул окиси титана и других молекулярных соединений. Цвет красный. Типичная звезда - Бетельгейзе (альфа Ориона).
Кроме основных классов есть ответвления от классов G и К, представляющие
собой звезды с аномальным химическим составлм, отличающимся от химического состава большинства других звезд.
Класс С. Содержит углеродные звезды. В спектрах выделены линии поглощения атомов и полос поглощения молекул углерода.
Класс S. Циркониевые звезды. Вместо полос окиси титана присутствуют полосы
окиси циркония.
В классах R и N заметны различные молекулярные соединения.
Буквой Q обозначаются спектральные классы новых звезд.
Буквой Р обозначаются спектральные классы спектров планетарных туманностей.
Буквой W обозначаются спектры звезд типа Вольфа - Райе - очень горячие звезды, в спектрах которых много эмиссионных линий.
В спектрах звезд WN видны спектральные линии азота.
В спектрах звезд WС видны спектральные линии углерода. Температуры фотосфер этих звезд очень высоки: от 60 000 до 100 000 К.
Внутри каждого спектрального класса можно установить плавную последовательность подклассов, переходящих из одного в другой. Каждый класс (кроме
О) делится на 10 подклассов, обозначаемых цифрами от 0 до 9, которые ставятся после буквы.
Спектральный класс О делится на подклассы от О4 до О9,5.
После таких обозначений ставятся разные значки, если спектр обладает особенностями. Если присутствуют эмиссионные линии, ставится буква е. Звезды -
сверхгиганты часто отличаются глубокими узкими линиями. Это отмечается
буквой с (сF0). Давление газа в той области звездной оболочки, где образуются
спектральные линии, влияет на их ширину. При малой плотности и малом давлении спектральные линии тонкие и резко очерченные. Эта особенность указывает на высокую светимость.
Интенсивность избранных линий поглощения позволяет судить о светимости
звезды, является она гигантом или карликом. В первом случае перед спектральным классом ставится индекс g (гигант), во втором - d (карлик).
Другие особенности, нетипичные для данного класса обозначаются буквой p
(pecular) - пекулярные спектры (А5p).
Осевое вращение звезд приводит к расширению и размыванию спектральных
линий. Поэтому введены индексы n - диффузные линии, и s - резкие линии, они
пишутся рядом с обычным символом спектрального класса.
Помимо Гарвардской классификации была разработана еще спектральная классификация звезд по светимостям. Она называется Йеркская классификация или
“классификация МКК” по имени разработчиков - Моргана, Кинана и Колльмана.
В этой классификации оставлены спектральные классы Гарвардской классификации, но введено понятие о классе светимости, который определяется по виду
и относительной интенсивности некоторых избранных для этой цели спектральных линий. Класс светимости - это характеристика абсолютной звездной
величины.
Ia - яркие сверхгиганты (светимость около 10 000)
Iab - промежуточные сверхгиганты.
Ib - слабые сверхгиганты (светимость 5 000)
II - яркие гиганты.
III - слабые (нормальные) гиганты.
IV - субгиганты.
V - карлики (большинство звезд главной последовательности).
VI- субкарлики.
VIIa и VIIb - белые карлики.
Исследование, описанное в статье про звезды, подчеркивает ее значимость в современном мире. Надеюсь, что теперь ты понял что такое звезды и для чего все это нужно, а если не понял, или есть замечания, то не стесняйся, пиши или спрашивай в комментариях, с удовольствием отвечу. Для того чтобы глубже понять настоятельно рекомендую изучить всю информацию из категории Астрономия
Комментарии
Оставить комментарий
Астрономия
Термины: Астрономия