ВУЗ: Не указан
Категория: Не указан
Дисциплина: Не указана
Добавлен: 25.04.2025
Просмотров: 475
Скачиваний: 3
Масса звезды
Важнейшей характеристикой звезды является масса. Чем больше вещества собралось в звезду, тем выше давление и температура в ее центре, а это определяет практически все остальные характеристики звезды и особенности ее жизненного пути.
Прямые оценки массы могут быть сделаны только на основании закона всемирного тяготения. Такие оценки удалось получить для большого числа звезд, входящих в двойные системы, измеряя скорости их движения вокруг общего центра масс. Все другие способы вычисления массы считаются косвенными, поскольку они строятся не на законе тяготения, а на анализе тех звездных характеристик, которые так или иначе связаны с массой. Чаще всего это светимость. Для многих звезд выполняется простое правило: чем выше светимость, тем больше масса. Эта зависимость не линейна: например, с увеличением массы вдвое светимость возрастает более чем в 10 раз.
Массы звезд заключены в пределах от нескольких десятков примерно до 0,1 массы Солнца. (При меньшей массе температура даже в центре тела будет не достаточно велика для выработки термоядерной энергии, такие объекты окажутся слишком холодными, их нельзя причислить к звездам.) Таким образом, по массе звезды различаются всего в несколько сот раз – гораздо меньше, чем по размерам (в сотни тысяч раз) или по светимости (более миллиарда раз).
Спектральная классификация звезд
Более полную информацию о природе излучения звёзд даёт спектр. Спектральный аппарат, устанавливаемый на телескопе, при помощи специального оптического устройства – дифракционной решетки – раскладывает свет звезды по длинам волн в радужную полоску спектра. Самое коротковолновое видимое излучение соответствует фиолетовому цвету, а наиболее длинноволновое – красному. По спектру нетрудно узнать, какая энергия приходит от звезды на различных длинах волн, и оценить её температуру точнее, чем по цвету.
Многочисленные тёмные линии, пересекающие спектральную полоску, связаны с поглощением света атомами различных элементов в атмосфере звезды. Так как каждый химический элемент имеет свой набор линий, спектр позволяет определить, из каких веществ состоит звезда (оказалось, из тех же, что известны на Земле, а больше всего в звёздах самых лёгких элементов – водорода и гелия). Но даже у одного и того же элемента набор линий и количество энергии, поглощаемой в каждой из них, зависит от температуры и плотности атмосферы. Разработаны специальные физические методы определения характеристик звезды по анализу её спектра.
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 окиси титана).
В начале XX 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.
|
Основная (гарвардская) спектральная классификация звёзд |
|||
|
Класс |
Температура, K |
Истинный цвет |
Видимый цвет |
|
O |
30000-60 000 |
голубой |
голубой |
|
B |
10000-30 000 |
бело-голубой |
бело-голубой и белый |
|
A |
7500-10 000 |
белый |
белый |
|
F |
6000-7500 |
жёлто-белый |
белый |
|
G |
5000-6000 |
жёлтый |
жёлтый |
|
K |
3500-5000 |
оранжевый |
желтовато-оранжевый |
|
M |
2000—3500 |
красный |
оранжево-красный |
|
Солнце |
G2 |
|
Сириус |
A1 |
|
Канопус |
F0 |
|
Арктур |
K2 |
|
Вега |
A0 |
|
Ригель |
B8 |
|
Денеб |
A2 |
|
Альтаир |
A7 |
|
Бетельгейзе |
M2 |
|
Полярная |
F8 |
В каталогах и на письме класс звезд пишется в одно слово, при этом сначала идет буквенное обозначение основного спектрального класса (если класс точно не определен пишется буквенный диапазон, к примеру, O-B), далее арабскими цифрами уточняется спектральный подкласс, потом римскими цифрами идет класс светимости (номер области на диаграмме Герцшпрунга-Рассела), а затем идет дополнительная информация. К примеру, Солнце имеет класс G2.
Эффективная температура звезд
В физике есть такое понятие – абсолютно чёрное тело. Абсолютно чёрным оно называется потому, что, по определению, поглощает всё падающее на него электромагнитное излучение. Теория утверждает, что полный световой поток (во всём диапазоне длин волн) с единицы поверхности абсолютно чёрного тела не зависит ни от его строения, ни от химического состава, а определяется только температурой. Согласно закону Стефана-Больцмана, светимость его пропорциональна четвёртой степени температуры. Абсолютно чёрное тело, как и идеальный газ, – это лишь физическая модель, никогда строго не реализующаяся на практике. Однако спектральный состав света звёзд в видимой области спектра довольно близок к «чернотельному». Поэтому можно считать, что модель абсолютно чёрного тела в целом, верно, описывает излучение реальной звезды.
Эффективной температурой звезды называется температура абсолютно чёрного тела, излучающего одинаковое с ней количество энергии с единицы поверхности. Она, вообще говоря, не равна температуре фотосферы звезды,и тем не менее это объективная характеристика, которую можно использовать для оценки других характеристик звезды: светимости, размеров и т. д.
В 10-е гг. XX столетия американский астроном Уолтер Адамс предпринял попытку определить эффективную температуру Сириуса В. Она составила 8000 К, а позднее выяснилось, что астроном ошибся и на самом деле она ещё выше (около 10 000 К). Следовательно, светимость этой звёздочки, если бы она имела размеры Солнца, должна была быть как минимум в 10 раз превосходить солнечную. Наблюдаемая же светимость Сириуса В, как мы знаем, в 400 раз меньше солнечной, т. е. она оказывается ниже ожидаемой более чем в 4 тыс. раз! Единственный выход из этого противоречия – считать, что Сириус В имеет гораздо меньшую площадь видимой поверхности, а значит, и меньший диаметр. Вычисления показали, что Сириус В по размеру всего лишь в 2,5 раза больше Земли. Но массу-то он сохраняет солнечную – выходит, его средняя плотность должна быть почти в 100 тыс. раз больше, чем у Солнца!
Диаграмма Герцшпрунга-Рассела
Классификации звезд начали строить сразу после того, как начали получать их спектры. По составу и силе этих линий, звезде присваивался тот или иной определённый класс. В конце XIX – начале XX в. в астрономию вошли фотографические методы количественных оценок видимого блеска (звёздных величин) звёзд и их цветовых характеристик (показателей цвета). Анализ этих параметров очень скоро привёл к открытию физической закономерности, связывающей наблюдаемые характеристики звезд
Первый шаг был сделан в 1905 – 1907 гг. датским астрономом Герцшпрунгом на основе фотометрических измерений ярких звёзд двух сравнительно близких звёздных скоплений – Плеяды и Гиады. Он обнаружил, что голубые звёзды в каждом скоплении имеют самую высокую яркость, а среди красных звёзд можно выделить слабые и сравнительно яркие. Иными словами, на диаграмме, где сопоставляются звёздная величина и цвет звёзд, звёзды разбиваются на отдельные группировки. Поскольку звёзды каждого скопления находятся от нас примерно на одинаковом расстоянии, видимая яркость, измеряемая в звёздных величинах, характеризует светимость звёзд. Следовательно, цвет и светимость звёзд каким-то образом соотносятся друг с другом.
Но цвет звезды зависит от её температуры (чем звезда горячее, тем она голубее), которая в свою очередь тесно связана с видом звёздного спектра, т. е. спектральным классом, определяемым непосредственно из наблюдений. В 1913 г. американский астроном Генри Ресселл сопоставил светимость различных звёзд с их спектральными классами. На диаграмму спектр-светимость он нанёс все звёзды с известными в то время расстояниями (не зная расстояния, невозможно оценить светимость звезды). С тех пор сходные по своему значению диаграммы цвет-светимость и температура-светимость часто называют диаграммами Герцшпрунга-Ресселл. Позже эта диаграмма оказалось ключом к пониманию и исследованиям процессов, происходящих внутри звезды.
На диаграмме Герцшпрунга-Ресселла звёзды образуют отдельные группировки, именуемые последовательностями. Самая густонаселённая из них – главная последовательность – включает в себя около 90% всех наблюдаемых звёзд (в том числе и наше Солнце). Она тянется по диагонали: от левого верхнего края диаграммы, где сосредоточены голубые горячие звёзды высокой светимости, вправо вниз — к области, занимаемой слабыми красными звёздами. Справа над нижней частью главной последовательности располагается ветвь гигантов, объединяющая преимущественно красные звёзды большого размера, светимость которых в десятки и сотни раз превосходит солнечную. Среди этих ярких звёзд на ветви гигантов – Арктур, Альдебаран, Дубхе. На самом верху диаграммы почти горизонтально через все спектральные классы проходит последовательность звёзд-сверхгигантов. К ней принадлежат, например, Полярная звезда, Ригель, Бетельгейзе. Красные сверхгиганты – это крупнейшие по размеру звезды. А внизу, в области высоких температур и низких светимостей, располагаются крошечные белые карлики. Известны и другие последовательности, но они не столь многочисленны.