Навигация
КЛАССИФИКАЦИЯ ЗВЕЗД ПО ФИЗИЧЕСКИМ ХАРАКТЕРИСТИКАМ
20060
знаков
0
таблиц
1
изображение
2. КЛАССИФИКАЦИЯ ЗВЕЗД ПО ФИЗИЧЕСКИМ ХАРАКТЕРИСТИКАМ
В глубокой древности видимые простым глазом звезды по своему блеску были разделены на шесть классов, названных величинами. Самые яркие звёзды были названы звездами l-й величины, самые слабые, ещё доступные простому глазу, находящиеся на границе видимости, были названы звездами 6-й величины. Промежуточные между этими крайними величинами получили название звезд 2-й, 3-й, 4-й и 5-й величин в порядке убывания их видимого блеска (m). Букву m при обозначении звёздной величины принято писать в виде показателя степени при числовом значении величины: например, звезда 3-й величины записывается так: 3m. Из изложенного видно, что «величина» не имеет ничего общего с действительной величиной звезд и представляет просто фотометрическую характеристику блеска звезды. Чем больше звездная величина звезды, тем слабее её блеск, тем труднее её видеть. Было принято, что разность в 5 звездных величин соответствует отличию в видимой яркости ровно в 100 раз, из этого следует, что блеск звезды изменяется всегда в одном и том же отношении при изменении звездной величины на единицу (а=2,5). Измерение блеска легло в основу шкалы звездных величин.
Для пользования шкалой звездных величин установлена нулевая точка – величина какой-либо одной звезды. Определение этой нулевой точки, произвольно: можно взять любую звезду и дать ей произвольную, определенную числовую величину, тогда все звезды будут определены по отношению к ней. Гарвардская обсерватория при составлении своих каталогов сначала принимала величину Полярной звезды равной 2т,15. В настоящее время в околополярной области имеется стандартный ряд звезд, у которых точно определены числовые значения их звездных величин. Ряд звездных величин продолжен и в область отрицательных чисел. Наибольшим блеском обладает Солнце. По современным определениям, видимая звездная величина Солнца определяется числом −26т,7.
Не менее важны для классификации, абсолютная величина и светимость. Видимая величина звёзд зависит от двух причин – от её силы света (светимости) и от того расстояния, на котором она находится. Для того чтобы можно было сравнить силы света или светимости звёзд, надо привести видимые звёздные величины к одному и тому же расстоянию. За такое расстояние по международному соглашению принято расстояние в 10 парсеков.
Видимая звёздная величина, которую имела бы данная звезда на расстоянии 10 парсеков, называется её абсолютной величиной (М).
Отношение блеска звезды к блеску Солнца на одном и том же расстоянии называется светимостью звезды (L).
Если сравнивать данные об абсолютных величинах и светимостях некоторых звезд можно отметить, что их светимость колеблется в очень широких пределах от 1/45000 до 330000 L. Солнце (М = +4,9, L=1) является средней звездой не слишком яркой и не слишком слабой.
Очень многое, дало изучение спектров звезд. По спектру определяют, из каких элементов состоит атмосфера, получают сведения о температуре, величине, плотности, вращении вокруг оси и многом другом.
Главнейшей характеристикой классификации является различная степень ионизации элементов, зависящая от температур. В горячих голубых звёздах с температурой свыше 10-15 тыс. кельвинов большая часть атомов ионизована, так как лишена электронов. Полностью ионизованные атомы не дают спектральных линий, поэтому в спектрах таких звёзд линий мало. Самые заметные принадлежат гелию. У звёзд с температурой 5-10 тыс. кельвинов (к ним относится Солнце) выделяются линии водорода, кальция, железа, магния и ряда других металлов. Наконец, у более холодных звёзд преобладают линии металлов и молекул, выдерживающих высокие температуры (например, молекул окисититана).
В начале ХХ в. в Гарвардской обсерватории (США) была разработана спектральная классификация звёзд. Основные классы в ней обозначаются латинскими буквами (О, В, А, F, G, К, М), они отличаются набором наблюдаемых линий и плавно переходят один в другой. Вдоль этой последовательности уменьшается температура звёзд и меняется их цвет от голубого к красному. Звёзды, относящиеся к классам О, В и А, называют горячими или ранними, F и G – солнечными, К и М – холодными или поздними. Для более точной характеристики каждый класс разделён ещё на 10 подклассов, обозначаемых цифрами от 0 до 9, которые ставятся после буквы (например, Солнце G2). Таким образом, получается плавная последовательность подклассов.
По размерам звезды делятся на карликов и гигантов. Самые маленькие звезды, наблюдаемые в оптических лучах – белые карлики – имеют в диаметре несколько тысяч километров. Размеры же наиболее крупных, красных сверхгигантов, сопоставимы с орбитами Сатурна.
Спектральная классификация легла в основу диаграммы спектр-светимость (Герцшпрунга-Рассела). В ней по горизонтальной оси откладываются спектральные классы по вертикальной – абсолютные величины звезд (рис 1).
Рассматривая эту диаграмму, мы видим, что звезды разбросаны по ней неравномерно: преобладающее число их расположено по направлению от левого верхнего края, где сосредоточены голубые горячие звезды высокой светимости, к правому нижнему, занимаемому слабосветящимися красными звездами. Это так называемая главная последовательность – включает в себя 90% всех наблюдаемых звезд (в т.ч. и Солнце). Она претерпевает разрыв в области спектрального класса G и делится, на две части. Вторая группа звезд, менее четко выраженная, располагается у спектральных классов G, К и М, немного ниже абсолютной величины 0. Это звезды-гиганты. Выше лежат звезды большой отрицательной абсолютной величиной, т. е. очень яркие звезды – сверхгиганты. Если посмотреть, как распределены звезды класса М, т.е. холодные звезды, то здесь бросается в глаза их неравномерное распределение: среди этих звезд имеются, либо очень яркие звезды-гиганты, либо очень слабые звезды-карлики, а средних по размерам звезд вовсе не имеется.
Рисунок 1 – Диаграмма Герцшпрунга-Рассела
Если переходить от класса М к классам F и G, то расстояние между гигантами и главной последовательностью уменьшается. Под главной последовательностью располагается последовательность субкарликов. В левом верхнем углу по вертикали – «бело-голубая» последовательность. Небольшое число звезд расположено отдельно около левого нижнего угла, это белые карлики.
Весьма интересен вопрос о том, каких звезд в нашей Галактике больше: гигантов или карликов. Если произвести подсчет звезд, видимых нами на небе, то окажется, что громадное число – это гиганты. Но если мы сделаем подсчет звезд ближайших окрестностей Солнца в объеме шара радиусом в 4 парсека, то окажется, что в этом объеме будет находиться минимум гигантов, остальные все карлики. Такое несоответствие вполне понятно, так как карлики могут быть видны только в самых ближайших окрестностях Солнца, а гиганты могут быть видны на самых громадных расстояниях.
По анализу спектральных линий можно вычислить скорость вращения звезд. У некоторых звезд скорость вращения на экваторе достигает 250 км/с, скорость вращения Солнца 2 км/с.
Другой классификационной характеристикой является линейный диаметр звезд. По своим диаметрам звезды весьма разнообразны: отношение самого большого из известных радиусов к самому малому составляет около 290000.
Похожие работы
... е. в наблюдаемых стадиях эволюции) и в начальном химическом составе обеих составляющих. (Звёзды сферической составляющей в основном более старые и содержат меньше металлов.)» [3]. 4. Эволюция звёзд Как и все тела в природе, звёзды не остаются неизменными, они рождаются, эволюционируют, и, наконец "умирают". Чтобы проследить жизненный путь звёзд и понять, как они стареют, необходимо знать, ...
... гостиниц, является распоряжение Правительства Российской Федерации от 15 июля 2005 года № 1004-р и приказ Федерального агентства по туризму от 21 июля 2005 года № 86 «Об утверждении Системы классификации гостиниц и других средств размещения». Документ устанавливает цели, организационную структуру и порядок проведения работ в Системе классификации гостиниц и других средств размещения на категорию ...
... атомов гелия из атомов водорода. Когда весь водород превратится в гелий, звезда может еще существовать за счет превращения гелия в более тяжелые элементы, вплоть до железа. Внутреннее строение звезд Мы рассматриваем звезду как тело, подверженное действию разных сил. Сила тяготения стремится стягивать вещество звезды к центру, газовое же и световое давления, направленные изнутри, стремятся ...
... секунды она превратится в точку. Это явление получило название «гравитационный коллапс», а также этот объект стали называть «чёрной дырой». Из всего выше сказанного видно, что финальная стадия эволюции звезды зависит от её массы, но при этом необходимо ещё учитывать неизбежную ею потерю этой самой массы и вращение. Виды звезд Во Вселенной существуем множество различных звезд. Большие и ...
0 комментариев