- Внутреннее строение звёзд
- Вращение звёзд
- Двойные звёзды
- Звезда — гигантский раскаленный газовый шар, вещество которого является плазмой.
- Массы звёзд
- Определение расстояний до звёзд. видимая и абсолютная звёздные величины
- Переменные звёзды
- Радиусы звёзд
- Расстояния до звёзд. характеристики излучения звёзд. астрономия 11 класс. воронцов-вельяминов
- Светимости звёзд и расстояния до них
- Температуры и спектральные классы звёзд
- Формула погсона
Внутреннее строение звёзд
Поскольку недра звезд недоступны непосредственным
наблюдениям, внутреннее строение звезды изучается путём построения
теоретических звёздных моделей, которым соответствуют значения масс, радиусов и
светимостей, наблюдаемые у реальных звезд. В основе теории внутреннего строения
обычных звезд лежит представление о звездах как о газовом шаре, находящемся в
механическом и тепловом равновесии, в течение длительного времени не
расширяющемся и не сжимающемся.
Механическое равновесие поддерживается силами
гравитации, направленными к центру звезды, и газовым давлением в недрах звезд,
действующим наружу и уравновешивающим силы гравитации. Давление растет с
глубиной, а вместе с ним увеличиваются плотность и температура.
Тепловое
равновесие заключается в том, что температура звезды – во всех её элементарных
объёмах – практически не меняется со временем, т. е. количество энергии,
уходящей из каждого такого объёма, компенсируется приходящей в него энергией, а
также энергией, вырабатываемой там ядерными или другими источниками.
Температуры обычных звезд меняются от нескольких тыс.
градусов на поверхности до десяти млн. градусов и более в центре. При таких
температурах вещество состоит из почти полностью ионизованных атомов, благодаря
чему оказывается возможным в расчётах звёздных моделей применять уравнения
состояния идеального газа.
Основным механизмом переноса энергии в звезде является
лучистая теплопроводность. При этом диффузия тепла из более горячих внутренних
областей звезды наружу происходит посредством квантов ультрафиолетового
излучения, испускаемого горячим газом. Эти кванты поглощаются в других частях
звезды и снова излучаются; по мере перехода во внешние, более холодные слои
частота излучения уменьшается.
Скорость диффузии определяется средней величиной
пробега кванта, которая зависит от прозрачности звёздного вещества,
характеризуемой коэффициент поглощения. Основными механизмами поглощения в
звезде являются фотоэлектрическое поглощение и рассеяние свободными
электронами.
Лучистая теплопроводность является основным видом
переноса энергии для большинства звезд. Однако в некоторых частях звезды
существенную роль играет конвективный перенос энергии, т. е. перенос тепла
массами газа, поднимающимися и спускающимися под влиянием различия температуры.
Химический состав вещества недр звезд на ранних
стадиях их развития сходен с химическим составом звёздных атмосфер, который
определяется из спектроскопических наблюдений. С течением времени ядерные
реакции изменяют химический состав звёздных недр и внутреннее строение звезды
меняется.
Вращение
звёзд
Вращение звезд изучается по их спектрам. При вращении
один край диска звезды удаляется от нас, а другой приближается с той же
скоростью. В результате в спектре звезды, получающемся одновременно от всего
диска, линии расширяются и, в соответствии с принципом Доплера, приобретают
характерный контур, по которому возможно определять скорость вращения.
Звезды
ранних спектральных классов О, В, А вращаются со скоростями (на экваторе)
100-200 км/с. Скорости вращения более холодных звезд – значительно меньше
(несколько км/с). Уменьшение скорости вращения звезды связано, по-видимому, с
переходом части момента количества движения к окружающему её газопылевому диску
вследствие действия магнитных сил.
Из-за быстрого вращения звезды принимает форму
сплюснутого сфероида. Излучение из звёздных недр просачивается к полюсам
скорее, чем к экватору, вследствие чего температура на полюсах оказывается
более высокой. Поэтому на поверхности звезды возникают меридиональные течения
от полюсов к экватору, которые замыкаются в глубоких слоях звезды. Такие
движения играют существенную роль в перемешивании вещества в слоях, где нет
конвекции.
Двойные звёзды
Большая часть звезд входит в состав двойных или
кратных звёздных систем. Если компоненты двойных звезд расположены достаточно
далеко друг от друга, они видны отдельно. Это визуально-двойные звезды. Иногда
один, более слабый, компонент не виден, и двойственность обнаруживается по
непрямолинейному движению более яркой звезды.
Чаще же всего двойные звезды
распознаются по периодическому расщеплению линий в спектре (спектрально-двойные
звезды) или по характерным изменениям блеска (затменно-двойные звезды). Большая
часть двойных звезд образует тесные пары. На эволюцию компонентов таких звезд
существенное влияние оказывают взаимные приливные возмущения.
Если один из
компонентов звезды вздувается в процессе эволюции, то при некоторых условиях из
точки её поверхности, обращенной к другому компоненту, начинается истечение
газа. Газ образует потоки вокруг второго компонента и частично попадает на
него.
В результате первый компонент может потерять большую часть массы и
превратиться в субгиганта или даже в белого карлика. Второй же компонент
приобретает часть потерянной массы и соответственно увеличивает светимость.
Поскольку эта масса может включать газ не только из атмосферы, но и из глубоких
слоев, близких к ядру первого компонента, в двойной звезде могут наблюдаться
аномалии химического состава.
Звезда — гигантский раскаленный газовый шар, вещество которого является плазмой.
Плазма — частично или полностью ионизированный газ (четвертое состояние вещества).
Расстояния до звезд (годичный параллакс и парсек)
В астрономии нет жестких требований к единицам измерений, к которым мы привыкли и с которыми имеем дело в физике. Но в то же время существуют различия в размерностях, которые используются для измерениях расстояний к объектам ближнего космоса (Солнечная система: планеты, спутники планет, малые тела) и дальнего космоса (Млечный путь, Вселенная: звезды, галактики, туманности, скопления и т.д.).
В связи с этим надо различать и помнить о том, что расстояния до планет принято измерять в астрономических единицах (а.е.), которые при необходимости можно перевести в километры и метры; а расстояния до объектов дальнего космоса (в частности до звезд) удобнее записывать в парсеках и световых годах, которые также при необходимости можно перевести в километры и метры.
Для расчета расстояний до звезд используется годичный параллакс р.
Годичный параллакс р — угол, под которым со звезды можно было бы видеть большую полуось земной орбиты (равную 1 а.е.), перпендикулярную направлению на звезду.
Массы звёзд
Массы могут быть определены
непосредственно лишь у двойных звёзд на основе изучения их орбит. У
спектрально-двойных звёзд измерения смещений спектральных линий вследствие
эффекта Доплера позволяют определить период обращения компонентов и проекции
максимальной скорости каждого компонента на луч зрения.
Аналогичные измерения
можно провести и у некоторых визуально-двойных звёздах. Этих данных достаточно
для вычисления отношения масс компонентов. Абсолютные значения масс
определяются, если система является в то же время и затменно-двойной, т. е.
если её орбита видна с ребра и компоненты звезды попеременно закрывают друг
друга.
Изучение масс двойных звёзд показывает, что между массами и светимостями
звёзд главной последовательности существует статистическая зависимость. Эта
зависимость, распространённая и на одиночные звёзд, позволяет косвенно,
определяя светимости звёзд, оценивать и их массы.
Определение расстояний до звёзд. видимая и абсолютная звёздные величины
Мысли о том, что звёзды — это далёкие солнца, высказывались ещё в глубокой древности. Но из-за колоссальных расстояний до них, диски звёзд не видны даже в самые мощные телескопы. Поэтому, чтобы найти возможность сравнивать звёзды между собой и с Солнцем, необходимо было придумать способы определения расстояний до них. На этом уроке мы с вами узнаем, что такое годичный параллакс звезды. Познакомимся с единицами измерения расстояний, в которых принято выражать расстояния до звёзд. Узнаем, что такое абсолютная звёздная величина и чем она отличается от видимой звёздной величины. А также выясним, что понимают под светимостью звезды.
Наше Солнце справедливо называют типичной звездой. Но среди
большого и разнообразного числа звёзд есть немало таких, которые значительно
отличаются от него по своим физическим характеристикам и химическому составу.
Поэтому полное представление о звёздах даст такое определение:
Звезда — это массивный газовый шар, излучающий свет и
удерживаемый в состоянии равновесия силами собственной гравитации и внутренним
давлением, в недрах которого происходят (или происходили ранее) реакции
термоядерного синтеза.
Мысли о том, что звёзды — это далёкие солнца, высказывались
ещё в глубокой древности. Но из-за колоссальных расстояний до них диски звёзд
не видны даже в самые мощные телескопы. Поэтому, чтобы найти возможность
сравнивать звёзды между собой и с Солнцем, необходимо было придумать способы
определения расстояний до них.
Ещё Аристотель предполагал, что если Земля движется вокруг
Солнца, то, наблюдая за звездой из двух диаметрально противоположных точек
земной орбиты, можно заметить изменение направления на звезду — её параллактическое
(то есть кажущееся) смещение.
Такая же идея измерения расстояний была предложена и Николаем
Коперником после опубликования им гелиоцентрической системы мироустройства.
Однако ни Копернику, ни тем более Аристотелю не удалось обнаружить это
смещение.
Лишь к середине XIX века, когда на телескопы стали ставить оборудование для
точного измерения углов, удалось измерить такое смещение у ближайших звёзд. Как
удалось установить, кажущееся перемещение более близкой звезды на фоне очень
далёких звёзд происходит по эллипсу с периодом в один год и отражает движение
наблюдателя вместе с Землёй вокруг Солнца. Этот небольшой эллипс, который
описывает звезда, называется параллактическим эллипсом.
В угловой мере его большая полуось равна величине угла, под
которым со звезды видна большая полуось земной орбиты, перпендикулярная
направлению на звезду. Этот угол называется годичным параллаксом и
обозначается греческой буквой π или латинской буквой р.
Зная годичное параллактическое смещение звезды, можно легко
определить расстояние до неё:
В записанной формуле а — это
средний радиус земной орбиты.
Если учесть, что годичные параллаксы звёзд измеряются десятитысячными
долями секунды, а большая полуось земной орбиты равна одной астрономической
единице, то можно получить формулу для вычисления расстояния до звезды в
астрономических единицах:
Первые надёжные измерения годичного параллакса были
осуществлены почти одновременно в Германии, России и Англии в 1837 году.
В России первые измерения годичного параллакса были проведены
Василием Яковлевичем Струве для яркой звезды Северного полушария Веги. Давайте
по его данным определим расстояние до этой звезды.
Согласитесь, что для измерения расстояний до звёзд
астрономическая единица слишком мала. Даже ближайшая к нам звезда —
альфа-Центавра — расположена более чем в 273,5 тысячах а. е. Поэтому для
удобства определения расстояний до звёзд в астрономии применяется специальная
единица длины — парсек (сокращённо пк), название
которой происходит от двух слов — «параллакс» и «секунда».
Парсек — это расстояние, с которого средний радиус
земной орбиты, перпендикулярный лучу зрения, виден под углом в одну угловую
секунду:
1 пк
= 206 265 а. е. =30,8586 трлн км.
Исходя из определения, расстояние в парсеках равно обратной
величине годичного параллакса:
Вернёмся к нашей задаче и определим расстояние до Веги в
парсеках, воспользовавшись полученным нами уравнением.
Также, помимо парсека, в астрономии используется ещё одна
внесистемная единица измерения расстояний — световой год.
Световой год — это расстояние, которое свет,
распространяясь в вакууме, проходит за один год:
1 пк
= 3,26 св. г. = 206 265 а. е. = 3 ∙ 1013 км.
В 1989 году Европейским космическим агентством был запущен
спутник «Гиппаркос». За 37 месяцев своей работы ему удалось
измерить годичные параллаксы более чем миллиона звёзд. При этом точность
измерений для более ста тысяч из них составила одну угловую миллисекунду.
Однако после того, как астрономы научились определять
расстояния до звёзд, возникла ещё одна проблема. Оказалось, что звёзды,
находящиеся примерно на одинаковом расстоянии от Земли, могут отличаться друг
от друга по видимой яркости (блеску). При этом видимый блеск не характеризует
реального излучения звезды. Например, Солнце нам кажется самым ярким объектом
на небе лишь потому, что оно находится гораздо ближе к Земле, чем остальные
звёзды. Поэтому для сравнения истинного блеска звёзд необходимо было определять
их звёздную величину на определённом одинаковом расстоянии от Земли. За такое
одинаковое (или стандартное) расстояние принято 10 пк. Видимая звёздная величина, которую
имела бы звезда, если бы находилась от нас на расстоянии 10 пк,
называется абсолютной звёздной величиной.
Почему в качестве эталонного расстояния было выбрано 10
парсек? Да для простоты расчётов. Итак, предположим, что видимая звёздная
величина звезды на некотором расстоянии D равна т а её блеск — I.
Напомним, что блеск двух источников, звёздные величины
которых отличаются на единицу, отличаются в 2,512 раза. То есть для двух звёзд,
звёздные величины которых равны т1 и т2
соответственно, отношение их блесков выражается соотношением:
Тогда по определению видимая звёздная величина звезды с
расстояния в 10 пк будет равна абсолютной звёздной
величине М. Если обозначить блеск звезды на этом расстоянии через I0, то для
видимой и абсолютной звёздных величин одной и той же звезды предыдущее
уравнение будет выглядеть так:
В тоже время из физики известно, что блеск меняется обратно
пропорционально квадрату расстояния:
Подставим данное выражение в предыдущее уравнение, при этом
учтём, что 
:
Теперь прологарифмируем полученное выражение:
И упростим его:
Если учесть, что расстояние до звезды обратно пропорционально
её годичному параллаксу, то получим формулу, по которой можно вычислить
абсолютную звёздную величину близко расположенных к нам звёзд
Теперь давайте по полученной формуле рассчитаем абсолютную
звёздную величину нашего Солнца. Для этого учтём, что его видимая звёздная
величина равна–26,8т, а среднее расстояние до него составляет
одну астрономическую единицу
То есть наше Солнце выглядит слабой звёздочкой почти пятой
звёздной величины.
Зная абсолютную звёздную величину звезды, можно вычислить её
действительное общее излучение или светимость.
Светимостью называют полную энергию, излучаемую
звездой за единицу времени. Светимость звезды можно выразить в ваттах, но чаще
её выражают в светимостях Солнца.
Используя формулу Погсона, можно записать соотношение между светимостями
и абсолютными звёздными величинами какой-либо звезды и Солнца:
Данную формулу можно переписать, если учесть, что светимость
Солнца принята за единицу, а его абсолютна звёздная величина равна 4,8m:
По светимости (то есть мощности излучения) звёзды значительно
отличаются друг от друга. Так мощность излучения некоторых звёзд-сверхгигантов
больше мощности излучения Солнца в 330 тыс. А некоторые звёзды-карлики,
обладающие наименьшей светимостью, излучают свет в 480 тыс. раз слабее нашего
Солнца.
Переменные звёзды
Блеск многих звезд непостоянен и изменяется в
соответствии с тем или иным законом; такие звезды называются переменными
звёздами. Звезды, у которых изменения блеска связаны с физическими процессами,
происходящими в них самих, представляют собой физические переменные звезды (в
отличие от оптических переменных звезд, к числу которых относятся
затменно-двойные звезды).
Периодическая и полупериодическая переменность
связана обычно с пульсациями звезд, а иногда с крупномасштабной конвекцией.
Звездам как системам, находящимся в устойчивом равновесии, свойственны
пульсации с собственными периодами. Колебания могут возникнуть в процессе
перестройки структуры звезды, связанной с эволюционными изменениями.
Однако, чтобы
они не затухали, должен существовать механизм, поддерживающий или усиливающий
их: в период максимального сжатия звезде необходимо получить тепловую энергию,
которая уйдёт наружу в период расширения. Согласно современным теориям,
пульсации у многих типов переменных звезд объясняются тем, что при сжатии звезд
увеличивается коэффициент поглощения; это задерживает общий поток излучения, и
газ получает дополнительную энергию.
При расширении поглощение уменьшается, и
энергия выходит наружу. Неоднородное строение звезды, наличие в них нескольких
слоев с различными свойствами нарушает регулярную картину, делает изменения
параметров звезды отличными от правильной синусоиды.
Некоторые виды переменных звезд испытывают вспышки,
при которых блеск возрастает на 10-15 звёздных величин. Такие вспышки связаны с
внезапным расширением фотосферы с большими скоростями (до 1000-2000 км/с у
новых звезд), что приводит к выбросу оболочки.
После вспышки блеск начинает
уменьшаться с характерным временем 50-100 суток. В это время продолжается
истечение газов с поверхности со скоростью в несколько тыс. км/с. Все эти
звезды оказываются тесными двойными, и их вспышки, несомненно, связаны с
взаимодействием компонентов системы, один из которых или оба обычно являются
горячими звёздами-карликами.
На структуру оболочек, выброшенных новыми
звездами, по-видимому, существенное влияние оказывает сильное магнитное поле
звезд. Быстрая неправильная переменность звезд. типа Т Тельца, UV Кита и
некоторых других типов молодых сжимающихся звезд связана с мощными
конвективными движениями в этих звездах, выносящими на поверхность горячий газ.
К переменным звездам можно отнести и сверхновые звезды. В Галактике известно
свыше 30 000 переменных звезд.
Радиусы
звёзд
Зная эффективную температуру Тef и светимость L, можно вычислить радиус R звезды по
формуле:
L=4pR2sT4ef
основанной на Стефана – Больцмана законе излучения (s
– постоянная Стефана). Радиусы звезды с большими угловыми размерами могут быть
измерены непосредственно с помощью звёздных интерферометров. У затменно-двойных
звезд могут быть вычислены значения наибольших диаметров компонентов,
выраженные в долях большой полуоси их относительной орбиты.
Расстояния до звёзд. характеристики излучения звёзд. астрономия 11 класс. воронцов-вельяминов
Солнце и звёзды
Наше Солнце справедливо называют типичной звездой, но среди огромного многообразия мира звёзд есть немало таких, которые значительно отличаются от него по физическим характеристикам. Поэтому более полное представление о звёздах даёт такое определение:
звезда — это пространственно обособленный, гравитационно связанный, непрозрачный для излучения космический объект, в котором в значительных масштабах происходили, происходят или будут происходить термоядерные реакции превращения водорода в гелий.
Солнце существует уже несколько миллиардов лет и мало изменилось за это время, поскольку в его недрах всё ещё происходят термоядерные реакции, в результате которых из четырёх протонов (ядер водорода) образуется альфа-частица (ядро гелия, состоящее из двух протонов и двух нейтронов). Более массивные звёзды расходуют запасы водорода значительно быстрее (за десятки миллионов лет). После того как водород израсходован, начинаются реакции между ядрами гелия с образованием устойчивого изотопа углерода-12 и другие реакции, продуктами которых являются кислород и тяжёлые элементы (натрий, сера, магний и т. д.). Таким образом, в недрах звёзд образуются ядра многих химических элементов, вплоть до железа.
У наиболее массивных звёзд прекращение всех возможных термоядерных реакций сопровождается мощным взрывом, который наблюдается как вспышка сверхновой звезды.
Все элементы, которые входят в состав нашей планеты и всего живого на ней, образовались в результате термоядерных реакций, происходивших в звёздах, поэтому звёзды не только самые распространённые во Вселенной объекты, но и самые важные для понимания происходящих в ней явлений и процессов.
Именно термоядерные реакции являются характерной отличительной особенностью звёзд от планет. Поэтому современное определение планеты формулируется так:
планета — небесное тело, обращающееся вокруг звезды или остатка звезды, достаточно массивное, чтобы приобрести сферическую форму под действием собственной гравитации, и своим воздействием удалившее малые тела с орбиты, близкой к собственной, но при этом в ее недрах не происходят и никогда не происходили реакции термоядерного синтеза.
Светимости звёзд и расстояния до них
Основной метод определения расстояний
до звезды состоит в измерении их видимых смещений на фоне более далёких звезд,
обусловленных обращением Земли вокруг Солнца. По смещению (параллаксу),
величина которого обратно пропорциональна расстоянию, вычисляют и само
расстояние. Однако такой способ измерений применим только к ближайшим звездам.
Зная расстояние до звезды и её видимую звёздную
величину m, можно найти абсолютную звёздную величину М по
формуле:
М = m 5-5 lg r,
где r – расстояние до звезды, выраженное в парсеках. Определив
средние абсолютные звёздные величины для звезды тех или иных спектральных
классов и сопоставив с ними видимые звёздные величины отдельных звезд этих же
классов, можно определить расстояния и до удалённых звезды, для которых
параллактические смещения неощутимы.
Расстояния оцениваются также по систематическим
компонентам лучевых скоростей и собственных движений звёзд, обусловленным
особенностями вращения Галактики и движением Солнца (вместе с Землёй) в
пространстве и зависящим, от удалённости звезды. Чтобы исключить влияние
собственных скоростей отдельных звезд, определяют расстояние сразу до большой
группы их (статистические или групповые параллаксы).
Температуры и спектральные классы звёзд
Распределение энергии в спектрах
раскалённых тел неодинаково; в зависимости от температуры максимум излучения
приходится на разные длины волн, меняется цвет суммарного излучения.
Исследование этих эффектов у звезды, изучение распределения энергии в звёздных
спектрах, измерения показателей цвета позволяют определять их температуры.
Температуры звезд определяют также по относительным интенсивностям некоторых
линий в их спектре, позволяющим установить спектральный класс звезд.
Спектральные классы звезд зависят от температуры и с убыванием её обозначаются
буквами: О, В, A, F, G, К, М.
Кроме того, от класса G ответвляется побочный ряд
углеродных звёзд С, а от класса К – побочная ветвь S. Из класса О выделяют
более горячие звезды. Зная механизм образования линий в спектрах, температуру
можно вычислить по спектральному классу, если известно ускорение силы тяжести
на поверхности звезды, связанное со средней плотностью её фотосферы, а
следовательно, и размерами звезды (плотность может быть оценена по тонким
особенностям спектров).
Зависимость спектрального класса или показателя цвета
от эффективной температуры звезды называется шкалой эффективных температур.
Зная температуру, можно теоретически рассчитать, какая доля излучения звезды
приходится на невидимые области спектра – ультрафиолетовую и инфракрасную.
Формула погсона
Абсолютная звездная величина, М — видимая звездная величина, которую имела бы звезда, если бы находилась на стандартном расстоянии D0 = 10 пк, называется абсолютной звездной величиной M.
формула для расчета абсолютной звездной величины
– стандартное расстояние до звезды
Светимость звезды, L — полная энергия, излучаемая звездой за единицу времени(1 секунда), 1 Вт = 1 Дж/с.
формула светимости звезды
формула связи светимости и абсолютной звездной величины звезды
светимость Солнца
Размеры звезд, R рассчитываются в сравнении с размерами Солнца:
– связь между светимостью, размером и температурой звезды
– формула для расчета размера (радиуса) звезды
– условия, которые необходимо учитывать при расчетах
Масса звезды, М определяется обобщенным третьим законом Кеплера:
Объем звезды, V как правило определяется по формуле объема шара, так как звезды имеют шарообразную форму :
здесь R — радиус звезды
Химический состав звезд
В зависимости от этапа эволюции химический состав звезды может отличаться. Например, основные химические элементы, входящие в состав Солнца: водород 70% Н и 28% гелий He, 2% — другие элементы. Химический состав звезды другого спектрального класса и эволюционного развития может отличаться содержанием данных химических элементов в процентном отношении.
В следующей статье разберем решение второго типа заданий 2Звезды и их физические характеристики”.
