Характеристика звезд, Светимость, Температура, Спектры звезд — Что такое звёзды

Характеристика звезд, Светимость, Температура, Спектры звезд - Что такое звёзды Реферат

Видимая и абсолютная звёздные величины

Второй тип классификации звёздных величин – по количеству зависимых физических параметров. В этом плане звёздная величина может быть – видимой и абсолютной. Видимая звёздная величина – это тот блеск объекта, который глаз (или другой приёмник излучения) воспринимает непосредственно со своего текущего положения в пространстве.

Зависит этот блеск сразу от двух параметров – это мощность излучения светила и расстояние до него. Абсолютная звёздная величина зависит только от мощности излучения и не зависит от расстояния до объекта, поскольку последнее принимается общим для конкретного класса объектов.

Абсолютная звёздная величина для звёзд определяется, как их видимая звёздная величина если бы расстояние до звезды составляло бы 10 парсек (32,616 световых лет). Абсолютная звёздная величина для объектов Солнечной системы определяется как их видимая звёздная величина, если бы они находились на расстоянии в 1 а.е.

Абсолютная звёздная величина метеоров определяется как их видимая звёздная величина, если бы они находились от наблюдателя на расстоянии 100 км и в точке зенита.

Диаграмма герцшпрунга-рассела(в разных представлениях)

Диаграмма была предложена астрономами Эйнаром Герцшпрунгом и Генри Расселом независимо друг от друга примерно в 1910 году.

Используя диаграмму, астрономы способны проследить жизненный цикл звезд, от молодых горячих протозвезд, через основные фазы развития, вплоть до фазы умирающего красного гиганта. Диаграмма также показывает зависимость температуры и цвета звезд от различных этапов их жизненного цикла.

На диаграмме Герцшпрунга-Рассела можно увидеть диагональную линию, ведущую с левого верхнего угла вправо вниз. Она известна как Главная Последовательность и большинство звезд проходят именно эти этапы в своем развитии. В целом, когда температура звезды уменьшается, падает и светимость звезды.

На диаграмме также можно увидеть ответвление, которое находится выше 100 ед. светимости. Это красные гиганты, которые находятся в конце своего жизненного цикла. Они могут быть одновременно яркими и относительно холодными, поскольку они очень большие. Обычно эта стадия длится несколько миллионов лет.

Наклонные пунктирные линии на нижней диаграмме определяют размеры звезд в радиусах Солнца.

Источники – ВикипедияСветимость, спектр и классификацияСпектральная классификация звездЗвезды Вселенной

ЕЩЁ МАТЕРИАЛЫ ПО ТЕМЕ:

1. Виды звезд в наблюдаемой Вселенной

2. Блеск и светимость звезд

3. Светимость

4. Из чего состоят звезды

История

Впервые такую величину для своих наблюдений невооружённым глазом применил древнегреческий астроном, автор первого европейского звёздного каталога – Гиппарх. Все звёзды в своём каталоге он классифицировал по яркости, обозначив самые яркие – звёздами 1-ой величины, а самые тусклые – звёздами 6-ой величины.

Таким образом, получили безразмерную физическую величину, логарифмически связанную с освещённостью, которую создают светила (собственно звёздную величину):

m1-m2 =-2,5*lg(L1/L2)

где m1 и m2 звёздные величины светил, а L1 и L2 – освещённости в люксах (лк – единица измерения освещённости в системе СИ), создаваемые этими объектами. Если подставить в левую часть данного уравнения значение m1-m2 = 5, то произведя несложное вычисление, обнаружится, что освещённости в этом случае соотносятся как 1/100, так что разница в блеске на 5 звёздных величин, соответствует разнице в освещённости от объектов в 100 раз.

Продолжая решать эту задачу, извлечём корень 5-ой степени из 100 и мы получим изменение освещённости при разнице в блеске в одну звёздную величину, изменение освещённости составит 2,512 раза.

Это весь основной математический аппарат, необходимый для ориентации в данной шкале яркости.

Классификация звёздной величины

Теперь, окончательно разобравшись с матчастью, рассмотрим классификацию применяемых в астрономии звёздных величин.

Первая классификация – по спектральной чувствительности приёмника излучения. В этом плане звёздная величина бывает: визуальной (яркость учитывается только в видимом глазу диапазоне спектра); болометрической (яркость учитывается во всём диапазоне спектра, не только видимый свет, а также ультрафиолетовый, инфракрасный и остальные спектры вместе взятые); фотографической (яркость с учётом чувствительности к спектру фотоэлементов).

Сюда же можно отнести и звёздные величины в конкретном участке спектра (например, в диапазоне голубого света, жёлтого, красного или ультрафиолетового излучения).

Соответственно, визуальная звёздная величина предназначена для оценки блеска светил при визуальных наблюдениях; болометрическая – для оценки общего потока всего излучения от светила; а фотографическая и узкополосные величины – для оценки показателей цвета светил в какой-либо фотометрической системе.

Применение звёздных величин

Данные классификации могут применяться совместно. Например, абсолютная визуальная звёздная величина Солнца составляет M(v) = 4,83. а абсолютная болометрическая M(bol) = 4,75, поскольку Солнце светит не только в видимом диапазоне спектра. В зависимости от значения температуры фотосферы (видимой поверхности) звезды, а также её принадлежности к классу светимости (главная последовательность, гигант, сверхгигант и т.д.).

Рефераты:  🚀 Реферат на тему "Философия эпохи Возрождения" - готовая работа бесплатно

Различаются визуальные и болометрические абсолютные звёздные величины звезды. Например, горячие звёзды (спектральные классы B и О) светят в основном в невидимом глазу ультрафиолетовом диапазоне. Так что их болометрический блеск куда сильнее, чем визуальный. То же касается и холодных звёзд (спектральные классы K и М), которые светят преимущественно в инфракрасном диапазоне.

Абсолютная визуальная звёздная величина самых мощных звёзд (гипергиганты и звёзды Вольфа-Райе) порядка -8, -9. Абсолютная болометрическая может доходить до -11, -12 (что соответствует видимой звёздной величине полной Луны).

Мощность излучения (светимость) при этом в миллионы раз превышает мощность излучения Солнца. Видимая визуальная звёздная величина Солнца с орбиты Земли составляет -26,74m; в районе орбиты Нептуна будет -19,36m. Видимая визуальная звёздная величина самой яркой звезды – Сириуса, составляет -1,5m, а абсолютная визуальная звёздная величина данной звезды 1,44, т.е. Сириус почти в 23 раза ярче Солнца в видимом спектре.

Планета Венера на небе всегда ярче всех звёзд (её видимых блеск колеблется в пределах от -3,8m до -4,9m); несколько менее ярок Юпитер (от -1,6m до -2,94m); Марс во время противостояний имеет видимую звёздную величину порядка -2m и ярче. В общем и целом, большинство планет в большинстве случаев являются самыми яркими объектами неба после Солнца и Луны. Поскольку в окрестностях Солнца нет звёзд с большой светимостью.

В. Грибков

Светимость

Светимость звезды L часто выражается в единицах светимости Солнца, которая равна 4*1^33 эрг/с. По своей светимости звезды очень сильно различаются. Есть звезды белые и голубые сверхгиганты (их, правда, сравнительно немного), светимости которых превосходят светимость Солнца в десятки и даже сотни тысяч раз.

Но большинство звезд составляют «карлики», светимости которых значительно меньше солнечной, зачастую в тысячи раз. Характеристикой светимости является так называемая «абсолютная величина» звезды. Видимая звездная величина зависит, с одной стороны, от ее светимости и цвета, с другой — от расстояния до нее.

Спектры звезд

Исключительно богатую информацию дает изучение спектров звезд. Уже давно спектры подавляющего большинства звезд разделены на классы. Последовательность спектральных классов обозначается буквами O, B, A, F, G, K, M. Существующая система классификации звездных спектров настолько точна, что позволяет определить спектр с точностью до одной десятой класса.

Например, часть последовательности звездных спектров между классами B и А обозначается как В0, В1 . . . В9, А0 и так далее. Спектр звезд в первом приближении похож на спектр излучающего «черного» тела с некоторой температурой Т. Эти температуры плавно меняются от 40-50 тысяч градусов у звезд спектрального класса О до 3000 градусов у звезд спектрального класса М.

Характерной особенностью звездных спектров является еще наличие у них огромного количества линий поглощения, принадлежащих различным элементам. Тонкий анализ этих линий позволил получить особенно ценную информацию о природе наружных слоев звезд.

Спектры, цвет и температура звёзд. диаграмма «спектр — светимость»

В этом видеоуроке мы с вами поговорим о спектральной классификации звёзд. Узнаем, как цвет звезды зависит от её температуры. Познакомимся с эффектом Доплера и его применением в астрономии. А также рассмотрим диаграмму «спектр — светимость» звёзд.

Мы уже с вами как-то говорили
о том, что всю информацию о звёздах мы получаем лишь на основе приходящего от
них излучения. Все звёзды, как и наше Солнце, излучают свет потому, что их
наружные слои сильно нагреты и имеют температуру равную многим тысячам градусов
по шкале Кельвина. Звезда излучает свет так же, как и любое нагретое тело,
например нить накаливания в электрической лампе. При этом чем выше температура
нити накаливания, тем более белый свет она излучает.

Аналогично и с излучением
звёзд: чем выше температура звезды, тем более голубоватым выглядит её свечение
(как, например, у Плеяд — рассеянного звёздного скопления в созвездии Тельца).

Характеристика звезд, Светимость, Температура, Спектры звезд - Что такое звёзды

И наоборот, холодные звёзды
кажутся нам красноватыми. Это хорошо заметно на примере такого гиганта, как
Бетельгейзе (альфа Ориона).

Характеристика звезд, Светимость, Температура, Спектры звезд - Что такое звёзды

Однако наиболее полное
представление об этой зависимости даёт изучение звёздных спектров. Важнейшие
различия спектров звёзд заключаются в количестве и интенсивности наблюдаемых
спектральных линий (в особенности линий поглощения), а также в распределении
энергии в непрерывном спектре.

В 1893 году немецкий учёный Вильгельм
Вин установил, что длина волны, на которую приходится максимум излучения,
зависит от температуры излучающего тела. При этом по мере роста температуры
положение максимума смещается в коротковолновую область спектра. Длина волны,
которой соответствует максимум в распределении энергии, связана с абсолютной
температурой соотношением, которое называют законом смещения Ви́на:

Характеристика звезд, Светимость, Температура, Спектры звезд - Что такое звёзды

Давайте, используя этот закон,
определим температуру звезды, если в её
спектре максимум интенсивности излучения приходится на длину волны равную 230
нм.

Рефераты:  - Органическая химия, ее возникновение и развитие

Характеристика звезд, Светимость, Температура, Спектры звезд - Что такое звёзды

Изучение различных типов звёзд
показало, что температура большинства из них заключена в пределах от 2000 до
60 000 К кельвинов. Также было установлено, что изменение температуры
меняет состояние атомов и молекул в атмосфере звёзд, что отражается в их
спектрах. С учётом видов спектральных линий и их интенсивности строится спектральная
классификация звёзд.

Современная спектральная
классификация звёзд была создана в двадцатые (20-е) годы двадцатого (ХХ) века в
Гарвардской обсерватории (США). В ней спектральные типы принято обозначать
большими буквами латинского алфавита в порядке, соответствующем убыванию
температуры:

Характеристика звезд, Светимость, Температура, Спектры звезд - Что такое звёзды

Для запоминания этой
последовательности астрономами было придумано мнемоническое правило. В
оригинале оно звучит так: Oh, Be AFine Girl,
Kiss Me. В русском эквиваленте вариант такой: Один Бритый
Англичанин Финики Жевал Как Морковь.

Давайте чуть подробнее
остановимся на каждом из классов. Итак, звёзды, принадлежащие классу О,
являются очень горячими, с температурой 30—60 тыс. К. При такой высокой
температуре наибольшая интенсивность излучения приходится на ультрафиолетовую
область спектра. Поэтому такие звёзды имеют ярко выраженный голубой оттенок.
Типичным представителем данного класса является Хека — Лямбда Ориона.

Характеристика звезд, Светимость, Температура, Спектры звезд - Что такое звёзды

К классу В относятся звёзды,
температура которых колеблется в пределах 10—30 тыс. К. Они имеют
голубовато-белый цвет. А типичным представителем класса является звезда Спика,
находящаяся в созвездии Девы.

Звёзды белого цвета, с
температурой поверхности 7500—10 000 К относятся к классу А. Их яркими
представителями являются звёзды Вега и Сириус.

Классу Fпринадлежат
звёзды, температура которых лежит в диапазоне 6000—7500 К. Они имеют
жёлто-белый цвет. Типичным представителем данного класса является Канопус
в созвездии Киля.

Характеристика звезд, Светимость, Температура, Спектры звезд - Что такое звёзды

Жёлтые звёзды, с температурой
поверхности 5000—6000 К относятся к классу G. Известным представителем этого класса является наше
Солнце.

Звёзды, принадлежащие классу
К
, обладают оранжевым цветом. А температура их поверхности заключена в
пределах 3500—5000 К. К этому классу относятся звёзды Арктур в созвездии
Волопаса и Альдебаран в Тельце.

И, наконец, класс М. К
нему относятся холодные звёзды с минимальной температурой равной 2000—3500 К.
Их цвет — ярко-красный, иногда тёмно-оранжевый. К этому классу относится
знаменитая звезда Бетельгейзе в созвездии Ориона.

По мере усовершенствования
методов наблюдения за звёздами и их спектрами Гарвардская спектральная
классификация дополнялась и расширялась. Так, например, буквой Q
стали обозначать спектральные классы новых (молодых) звёзд. Спектры планетарных
туманностей причислили к классу Р. А буквой W или WR
стали обозначать спектры звёзд типа Вольфа — Райе — это очень горячие звёзды,
температура превышает звёзды O класса и достигает 100 000 К.

Характеристика звезд, Светимость, Температура, Спектры звезд - Что такое звёзды

В 1995 году были впервые были
обнаружены звёзды, температура которых не превышала 2000 К — коричневые
карлики. Так появились спектральные классы L, Т и Y.
Причём класс Y появился относительно недавно — в августе 2021 года.

Характеристика звезд, Светимость, Температура, Спектры звезд - Что такое звёзды

К нему относятся
ультрахолодные коричневые карлики, с температурой 300—500 К.

Тонкие различия внутри каждого
класса дополнительно подразделяют на 10 подклассов — от 0 (самые горячие) до 9
(самые холодные). Лишь спектральный класс O делится на меньшее количество
подклассов: от 4 до 9,5. Например, наше Солнце принадлежит к спектральному
классу G2.

Измерение положения
спектральных линий позволяет не только получить информацию о химическом составе
звёзд, но и определить скорость их движения.

Ещё 1842 году Кристиан Доплер,
наблюдая за волнами на воде, обнаружил, что при движении источника волн
происходит изменение частоты и, соответственно, длины волны излучения,
воспринимаемое наблюдателем.

Характеристика звезд, Светимость, Температура, Спектры звезд - Что такое звёзды

Давайте поясним это на простом
примере. Представьте, что вы стоите на остановке и ждёте автобус. Где-то
вдалеке от вас слышится звук сирены, например машины скорой помощи. По мере её приближения
к вам частота звуковых волн, издаваемых сиреной, будет увеличиваться. Как
следствие, вы будете слышать её более высокий тон. Происходит это из-за того,
что за время испускания одного пика волны́ от сирены до следующего машина
успеет проехать некоторое расстояние в вашу сторону. Из-за этого источник
каждого следующего пика волны будет ближе, а волны будут достигать ушей чаще.
Когда же машина будет проезжать рядом с вами, вы услышите тот тон, который
издаёт сирена на самом деле. В дальнейшем, по мере удаления машины, тон сирены будет
становиться более низким из-за уменьшения частоты звуковых волн.

То же самое происходит и с
электромагнитными волнами. При уменьшении расстояния между звездой и
наблюдателем длина волны её излучения уменьшается и соответствующая линия в
спектре смещается к фиолетовому концу спектра. И наоборот, при удалении звезды
длина волны излучения увеличивается, а линия смещается в красную часть спектра.

Это явление получило название эффекта
Доплера,
согласно которому зависимость разности длин волн от скорости
источника по лучу зрения и скорости света выражается формулой:

Рефераты:  реферат найти Виды воды в почвах (водные свойства)

Характеристика звезд, Светимость, Температура, Спектры звезд - Что такое звёзды

В этой формуле Характеристика звезд, Светимость, Температура, Спектры звезд - Что такое звёзды — это длина волны спектральной линии для неподвижного
источника, а Характеристика звезд, Светимость, Температура, Спектры звезд - Что такое звёзды — в спектре движущегося источника. Соответственно, Характеристика звезд, Светимость, Температура, Спектры звезд - Что такое звёзды — это скорость источника (в нашем случае звезды), а Характеристика звезд, Светимость, Температура, Спектры звезд - Что такое звёзды — скорость света в вакууме.

Ещё одним фактором, влияющим
на вид спектра звезды, является её светимость, которая не учитывается в
Гарвардской классификации. Хотя различия в светимостях приводят к различию в
спектрах звёзд-гигантов и карликов одинаковых Гарвардских спектральных классов.
Поэтому в 1943 году в Йеркской обсерватории была разработана ещё Йеркская классификация,
которая учитывает светимость звёзд. Иначе её называют МКК — по первым буквам
фамилий учёных: Уильям Морган, Филипп Кинан и Эдит Келлман.

Характеристика звезд, Светимость, Температура, Спектры звезд - Что такое звёзды

С учётом двух классификаций наше
Солнце имеет спектральный класс G2V.

В заключение отметим, что ещё
в начале ХХ века американский астроном Норрис Рассел и датский астроном Эйнар
Герцшпрунг независимо друг от друга обнаружили существование зависимости между
видом спектра и светимостью звёзд. Они задались вопросом: «Что будет, если
выстроить звёзды в одну систему координат, где их положение по вертикальной оси
зависело бы от их светимости (или абсолютной звёздной величины), а по
вертикальной — от температуры (спектрального класса)?»

Если бы звезды распределились
по системе равномерно, никакого открытия не было бы. Но любое отклонение от
порядка показало бы закономерность в устройстве светил, объясняющую многие
загадки. Так и случилось. Если светимость звезды будет расти по Y
снизу вверх, а температура по оси Х — справа налево, то звезды делятся на чётко
выраженные группы — последовательности.

Характеристика звезд, Светимость, Температура, Спектры звезд - Что такое звёзды

Посередине, с верхнего левого
в нижний правый угол, тянется так называемая Главная последовательность
— ряд обычных, карликовых звёзд, составляющих около 90 % от всех звёзд во
Вселенной. Здесь же располагается и наше Солнце.

В верхнем правом углу
собрались звёзды, которые очень яркие, но температура их фотосферы достаточно
низкая — на это указывает их красный цвет. Они образуют последовательность
красных гигантов.

В верхней части диаграммы
располагается последовательность сверхгигантов. Это звёзды с очень
высокой светимостью, низкой плотностью, в десятки и сотни раз большими
диаметрами, чем у Солнца.

Под главной
последовательностью расположены горячие звёзды со слабой светимостью. Это последовательностьбелых карликов. Их размеры сравнимы с размерами Земли, а массы близки к
массе Солнца.

Полученная диаграмма
называется диаграммой «спектр — светимость» или диаграммой
Герцшпрунга — Рассела.

Наш вам совет: держите в
голове эту диаграмму. Она не сложная для понимания, но имеет огромное значение
в эволюции звёзд.

Температура

Температура определяет цвет звезды и ее спектр. Так, например, если температура поверхности слоев звезд 3-4тыс. К., то ее цвет красноватый, 6-7 тыс. К. — желтоватый. Очень горячие звезды с температурой свыше 10-12 тыс. К. имеют белый или голубоватый цвет.

В астрономии существуют вполне объективные методы измерения цвета звезд. Последний определяется так называемым «показателем цвета», равным разности фотографической и визуальной и визуальной звездной величины. Каждому значению показателя цвета соответствует определенный тип спектра.

У холодных красных звезд спектры характеризуются линиями поглощения нейтральных атомов металлов и полосами некоторых простейших соединений (например, CN, СП, Н20 и др.). По мере увеличения температуры поверхности в спектрах звезд исчезают молекулярные полосы, слабеют многие линии нейтральных атомов, а также линии нейтрального гелия.

Сам вид спектра радикально меняется. Например, у горячих звезд с температурой поверхностных слоев, превышающей 20 тыс. К, наблюдаются преимущественно линии нейтрального и ионизованного гелия, а непрерывный спектр очень интенсивен в ультрафиолетовой части.

У звезд с температурой поверхностных слоев около 10 тыс. К наиболее интенсивны линии водорода, в то время как у звезд с температурой около 6 тыс. К. линии ионизированного кальция, расположенные на границе видимой и ультрафиолетовой части спектра. Заметим, что такой вид I имеет спектр нашего Солнца.

Шкала звёздных величин

С введением этой системы также нужно было задать начало отсчёта шкалы звёздных величин. Для этого за нулевую звёздную величину (0m), изначально был принят блеск звезды Вега (альфа Лиры). В настоящее же время наиболее точным началом отсчёта является блеск звезды, которая на 0,03m ярче Веги.

Что ещё важно помнить касаемо данной шкалы – чем меньше звёздная величина, тем ярче объект. К примеру, та же Вега со своим блеском в 0,03 m будет почти в 100 раз ярче звезды с блеском в 5m. Юпитер же со своим максимумом блеска в -2,94m, будет ярче Веги в:

-2,94-0,03 = -2,5*lg(L1/L2)L1/L2 = 15,42 раз

Можно решить эту задачу и другим способом – просто возведя 2,512 в степень, равную разнице звёздных величин объектов:

2,512^(-2,94-0,03) = 15,42

Оцените статью
Реферат Зона
Добавить комментарий