Друк

[Гість]

Ласкаво просимо, Гість. Будь ласка, увійдіть або зареєструйтеся.
21 Листопада 2024, 13:36:23

1 година 1 день 1 тиждень 1 місяць Назавжди

Увійти

[Новини]

•    Новини
•      Астрономія
•      Астрозаходи
•    Життя клуба
•      Новини
•      Проекти
•      Заходи
•      Звіти про спостереження
•      Документи
•    Статті
•      Обладнання та телескопи
•      Спостереження
•      Астрофотографія
•      Астрософт
•      Астрономія в Україні
•      Астрономи шуткують
•      Інше
•     
•      Файловий архів

Наш канал

Наші сайти

Астро-сайти

Програми

Наш канал

Наші сайти

Астро-сайти

Програми

[tlgleonid]

   Любой из нас, выйдя во двор в ясную ночь увидит над собой небо, усеянное звездами. Именно звезды - самые заурядные объекты на небе. Все они выглядят даже в самый мощный телескоп всего лишь точками. Но изучая их свет астрономы поняли, что звезды - это такие же объекты, как и наше Солнце. Звезды, как и Солнце светят потому, что они сжигая в своих недрах вещество в термоядерных реакциях излучают свет. Иными словами, звезды - это самосветящиеся объекты.
   Конечно, все звезды очень разные. Они различаются по размерам, плотности, цвету, температуре, светимости и химическому составу. Конечно, большинство из них состоит преимущественно из водорода и гелия, но встречаются и углеродные звезды. 
Проще всего заметить цвет звезд. Даже для невооруженного глаза яркие звезды выглядят разными по цвету: голубоватая Вега, белый Сириус, красноватый Антарес. Оказывается, цвет звезд зависит от температуры излучающей поверхности. Температуру звезд принято выражать в Кельвинах. Что бы перевести градусы Кельвинов в привычные градусы Цельсия, достаточно из значения температуры вычесть 273 градуса. Самые горячие звезды имеют температуру в десятки тысяч градусов, самые холодные, лишь несколько тысяч. Конечно, в ядре звезд, там где идут термоядерные превращения, температура составляет миллионы градусов, но поскольку частицы, образующиеся в результате реакций свое тепло отдают фотосфере, именно фотосфера ответственна за излучение. Самые горячие звезды светят в основном в фиолетовом свете, но поскольку мы фиолетовый цвет видим хуже, чем желтый или зеленый, то такие звезды для нас выглядят голубовато-белыми. Более холодные звезды с температурами в 7000-8000 кельвинов излучают свет во всем видимом диапазоне и мы воспринимаем их белыми. Желтые звезды, к числу которых относится и наше Солнце, холоднее и  температура их поверхности близка к 6000 градусов Кельвина. А самые холодные звезды, у которых температура поверхности лишь 2000 градусов для нас выглядят красными.
Поскольку температура звезды в значительной мере определяет спектр звезды, астрофизики ввели единую классификацию звездных спектров. Оказалось, что типов этих спектров не так уж и много и по этому их разбили на классы, определив каждому классу обозначение в виде буквы латинского алфавита. Если выстроить эти классы в цепочку от самых горячих звезд до самых холодных, получится такая последовательность: O-B-A-F-G-K-M. Что бы запомнить эту последовательность, англоязычные студенты придумали мнемоническую фразу:"O Be A Fine Girl, Kiss Me!", что в переводе означаете "О будь хорошей девочкой - поцелуй меня". Первые буквы каждого слова и являются буквами спектральных классов. Русскоговорящие студенты астрономических отделений придумали другую мнемоническую фразу: "Один бритый англичанин финики жевал, как морковь.", где первые русские буквы каждого слова дают произношение соответствующих латинских букв.  Рассмотрим эти классы подробнее:

O - Это самые горячие звезды. Их температура свыше 25000 градусов Кельвина и у некоторых из них доходит до 100000 Кельвинов (так называемые, звезды Вольфа-Райе). Цвет у таких звезд имеет ярко выраженную голубую окраску, а в спектре излучения присутствуют линии водорода и гелия, а также многократно ионизированных легких атомов (кремния, углерода, азота, кислорода). Типичными представителями являются звезды:   Ориона,   Персея и   Цефея.

B -  Это довольно горячие звезды с температурой поверхности в диапазоне от 15 до 25 тысяч градусов Кельвина. На небе они хорошо распознаются благодаря характерной бело-голубой окраске. Спектры этих звезд содержат главным образом линии поглощения водорода и гелия. Из других линий заметны только линии поглощения ионизированного кальция. Характерным представителем является Спика (ярчайшая звезда созвездия Девы).

A - Звезды с температурами порядка порядка 11-15 тысяч градусов Кельвинов. По цвету эти звезды бело-голубоватые, а в их спектре помимо линий водорода ярко выражены линии поглощения ионизированного кальция. К этому классу звезд относятся ярчайшие на земном небе звезды Сириус и Вега.

F -  Звезды с умеренно горячей поверхностью, температура которой составляет от 7 до 11 тысяч градусов. Для звезд этого класса характерен практически белый оттенок. Из-за относительно низкой температуры атмосфер таких звезд в их спектрах линии водорода уже не играют решающей роли, а более яркими становятся линии ионизированного кальция, уже заметны линии металлов и проявляются линии углеводорода. Примером звезды данного класса является Процион.

G - Это звезды, к классу которых относится и наше Солнце. Температура поверхности этих звезд составляет от 5 до 7 тысяч градусов, а цвет имеет желтоватый оттенок. В спектре этих звезд выделяются многочисленные линии металлов, а также линии кальция и углеводородов. Помимо Солнца к этом классу относится также Капелла.

K -  Это довольно холодные звезды, у которых температура поверхности составляет от 3500 до 5000 Кельвинов. На небе такие звезды выделяются весьма заметным оранжевым оттенком. Основную роль в спектре играют линии поглощения металлов и появляются даже линии окислов металлов, например оксида титана. В число таких звезд входят Арктур и Альдебаран.

M - Это холодные звезды, поверхность которых имеет температуру всего в 2000-3500 градусов. Для таких звезд характер красный цвет, не зря одна из таких звезд названа Антаресом (подобной Марсу). Хорошо заметен красноватый оттенок у Бетельгейзе (самая яркая звезда в созвездии Ориона). В спектре этих звезд наблюдаются многочисленные линии поглощения окислов металлов и многих других молекулярных соединений. 

L – Очень холодные звезды, называемые коричневыми карликами, как правило недоступные для любительских наблюдений (их блеск не выше 21m). Температура поверхности таких звезд составляет всего 1500-2000 градусов. Большая часть слабого излучения таких звезд находится в инфракрасной области спектра и их обнаруживать и исследовать получается с помощью космических аппаратов. По этой причине данный спектральный класс был внесен в классификацию только в самом конце ХХ века. Типичным представителем этого типа звезд является звезда GD165В. Спектр этих звезд оказался богат на линии гидратов металлов (MgH, FeH, CrH) а также линии калия, натрия и даже йода.

Т – Вид холодных коричневых карликов с температурой поверхности от 700 до 1300 градусов и массой не более 70 масс Юпитера. К и у Юпитера, в спектре карликов данного типа преобладают линии метана, но также присутствуют линии калия и натрия. Представителем этого типа коричневых карликов может служить Глизе 229В.
   
Y – Ультрахолодные коричневые карлики. Они были предсказаны теоретически, а обнаружены оказались только в 2011 году. Температура поверхности таких объектов ниже 700 градусов Кельвина, причем встречаются объекты, например WISE J1828+2650, у которых температура равна комнатной (+25 С). Самые маленькие объекты такого типа весят порядка 15 масс Юпитера Практически все излучение этих объектов лежит в дальнем инфракрасном диапазоне, а в оптическом диапазоне они практически совершенно не светят. Отличительной спектральной особенностью данных типов звезд является наличие полос поглощения аммиака.



Справедливости ради надо заметить, что по старой классификации от основной группы спектрального класса К отходят две ветви - классы R, N (с полосами поглощения молекул углерода и циана)  и S ( в спектре которых присутствуют полосы окисей титана и циркония). В современных справочниках звезды классов R, N  относят к одному спектральному классу "С". Да и основные классы звезд распадаются на промежуточные подклассы. Всего для каждого класса вводится 10 подклассов, которые обозначаются соответствующей цифрой, например M4, G2, F8. Если спектр звезды не очень обычный, то после цифры можно встретить еще и дополнительные обозначения. Так буквой "е" обозначают наличие ярких эмиссионных линий, а если спектр имеет другие, резко отличные особенности, появляется буква "р".
Иногда в описании спектра звезды перед буквенным обозначением спектрального класса ставят маленькую латинскую букву, детализирующую свойства звезды. Так, если звезда очень мала и относится к звездам-карликам, перед ее спектральным классом добавляют букву "d", а если ее размеры так велики, что делают звезду гигантом среди звезд - букву "g", Еще большие звезды - сверхгиганты могут получить букву "с", например, сK2 или  dB8p.
Что бы знать размеры звезд важно познакомится со второй, очень важной характеристикой, которую мы в состоянии измерять, это светимость. Когда специалист говорит о светимости звезды, он как бы мысленно помещает звезду в средину огромной сферы и считает, сколько ватт в секунду энергии пройдет в виде излучения через эту сферу. Зная, что для Солнца эта величина составляет 3.8 1026 Ватт, специалист может указать светимость звезды в светимостях Солнца. Мы же представим себе светимость по другому - насколько ярче бы светила звезда, чем Солнце, если бы ее поместили вместо Солнца. Светимость звезд зависит от размеров поверхности звезды, поскольку чем звезда крупнее, тем больше света она может излучить в пространство. Но больше всего светимость зависит от температуры поверхности. Чем выше эта температура, тем больше света и тепла излучает звезда. Диапазон светимости звезд очень большой. Самые слабые звезды излучают света почти в миллион раз меньше, чем Солнце, а самые яркие - в сотни тысяч раз больше. Слабосветящиеся звезды называют карликами, а звезды с высокой светимостью - гигантами.
Оказывается, очень наглядно можно представить физические характеристики звезды, если ее мысленно разместить на специальной диаграмме, по одной оси которой отложены спектральные классы, а по другой абсолютная звездная величина. Абсолютная звездная величина - это звездная величина звезды, если бы она находилась на расстоянии 10 парсек от нас. Если звезда находится ближе, она для нас будет соответственно ярче, а если дальше - то тусклее.
Представленная на рисунке диаграмма называется Диаграммой Герцшпрунга - Рессела, по фамилии астрономов, ее предложивших. Каждая звезде на этой диаграмме соответствует одна строго определенная для данного момента жизни звезды точка. После того, как на диаграмму были нанесены несколько тысяч звезд, оказалось что они расположились в виде цепочек,  или, как их еще называют, "последовательностей".

[tlgleonid]

Каждой из последовательностей присвоено обозначение в виде римской цифры, иногда с соответсвующей буквой и дополнительным цифровым индексом. На самой верхней ветви расположились ярчайшие сверхгиганты (Ia-0), к ней очень близко примыкает ветвь Ia - ярких сверхигантов. Чуть ниже расположены ветви средних свергигантов (Iab) и слабых сверхгигантов (Ib). Все эти ветви отображены красными линиями. Заметно ниже расположились также практически горизонтальные ветви ярких гигантов (II) и слабых гигантов (III). Довольно малочисленная ветвь субгигантов (IV) примыкает к самой населенной ветви, так называемой главной последовательности (V). В процессе исследования звездных эволюций выяснилось, что нахождение на главной последовательности - это наиболее стабильное и продолжительное существование звезды. Переход звезд с главной последовательности в область гигантов и сверхгигантов связан с последними предсмертными судорагами в жизни звезды перед сбрасываением оболочки или взрывом в виде сверхновой. Особняком стоит несколько групп субкарликов (VI). А вот последовательность белых карликов (VII) - это группа звезд, в которых уже прекратились термоядерные реакции и которые являясь малосветящимися объектами медленно остывают. Когда нибудь, через сотни миллиардов лет они полностью остынут и станут совершенно невидимыми.
Светимость звезды определенного спектрального класса определяется тем, насколько велика поверхность звезды. По этому встречаются гигантские звезды, поперечники которых в сотни раз больше поперечника Солнца, и встречаются крошечные карлики, размеры которых сравнимы с размером Земли. Массы же звезд, как выяснилось, различаются не настолько сильно и меняются в диапазоне от 0.05 до 20 солнечных масс.
Понятно, что плотности звезд могут быть очень разнообразны. Так плотность вещества в звездах-сверхгигантах настолько мала, что оказывается в тысячи раз меньше плотности комнатного воздуха и сравнима с плотностью вещества в вакуумных установках. А вот вещество белых карликов имеет плотность, составляющую десятки килограмм на сантиметр кубический, при котором материя находится в специфических условиях вырожденного электронного газа.
   В начале XVIII века выяснилось, что положения некоторых звезд по сравнению с положениями в каталоге Гиппарха (II век до рождества Христова) изменили свое положение. Позже выяснилось, что практически все звезды передвигаются по небу, хотя скорость эта очень незначительна. По этому, в некоторых звездных каталогах помимо координат звезд указывают их скорость перемещения по небу.
Узнать полную скорость звезды по отношению к нам можно, если знать, с какой скоростью она к нам приближается или удаляется. Оказывается, это сделать несложно. Достаточно посмотреть на спектр звезды. Звезды, которые убегают от нас имеют спектры, смещенные в красную область, а приближающиеся звезды - в голубую. По величине этого доплеровского смещения можно узнать и скорость приближения или удаления.

[SP]

Лёня, насколько я знаю,  "линий углеводородов" в спектрах звёзд быть не может по причине высокой температуры. Тут что-то с переводом.
Ну и ещё маленькое замечание: один и тот же класс веществ ты называешь окисями, оксидами и окислами. Принято-оксиды.

[tlgleonid]

Лёня, насколько я знаю,  "линий углеводородов" в спектрах звёзд быть не может по причине высокой температуры. один и тот же класс веществ ты называешь окисями, оксидами и окислами. Принято-оксиды.

Описания не переводились, аделалась выжимка из учебника "звездной астрономии". Я слабоват в химии. Знаю, что линии погощения метана распространены в атмосферах звезд поздних классов. Разве метан - не углеводород?

[SP]

Возможно, переводили авторы учебника. Если бы речь шла о поздних классах К или М, я бы не стал утверждать наверняка, но у тебя углеводороды присутствуют в классах F и G. Я не слыхал, чтобы на Солнце были подобные линии поглощения. Пиролиз метана начинается при 650 град С, но это при обычных условиях.
Думаю, вопрос требует дополнительного изучения.

[IgorZ]

Леонид, почему у Вас верхняя граница массы звезд всего 20 масс Солнца? Ведь предел Эддингтона около 100 солнечных масс, и звезды таких масс наблюдаются. И нижний предел масс звезд WR, насколько я знаю, около 20-25 масс Солнца.

[tlgleonid]

Имелось ввиду, что как правило, вес звезд не превышает 20 солнечных масс, но о пределе Эддингтона имеет смысл сказать. Масса значительной части из 127 каталожных звезд Вольфа-Райе лежит в диапазоне 10-20 солнечных масс, хотя есть и до 50.

[himik]

Типичными представителями являются звезды:   Ориона,   Персея и   Цефея.

Не указаны звезды.

[VAKT]

В спектре этих звезд выделяются многочисленные линии металлов, а также линии кальция и углеводородов. Помимо Солнц

Удивлён. Здесь нет ошибки ?

[tlgleonid]

Добавил новые спектральные классы L, T, Y