Урок 7/24. Тема: Физическая природа звезд

1. Спектры звезд

  Распределение цветов в спектре =К О Ж З Г С Ф = запомнить можно например по тексту: Как однажды Жак Звонарь городской сломал фонарь.

  Исаак Ньютон () в 1665г разложил свет в спектр  и объяснил его природу.
  Уильям Волластон в 1802г наблюдал темные линии в солнечном спектре, а в 1814г их независимо обнаружил и подробно описал Йозеф фон ФРАУНГОФЕР (, Германия) (они называются линиями Фраунгофера)  754 линии в солнечном спектре. В 1814г он создал прибор для наблюдения спектров - спектроскоп.

В 1959г Г. КИРХГОФ, работая вместе с Р. БУНЗЕН с 1854г, открыли спектральный анализ, назвав спектр непрерывным и сформулировали законы спектрального анализа, что послужило основой возникновения астрофизики:
  1. Нагретое твердое тело дает непрерывный спектр.
  2. Раскаленный газ дает эмиссионный спектр.
  3. Газ, помещенный перед более горячим источником, дает темные линии поглощения.
  У. ХЕГГИНС  первым применив спектрограф начал спектроскопию звезд. В 1863г показал, что спектры Солнца и звезд имеют много общего и что их наблюдаемое излучение испускается горячим веществом и проходит через вышележащие слои более холодных поглощающих газов.

Спектры звезд – это их паспорт с описанием всех звездных закономерностей. По спектру звезды можно узнать ее светимость, расстояние до звезды, температуру, размер, химический состав ее атмосферы, скорость вращения вокруг оси, особенности движения вокруг общего центра тяжести.

2. Цвет звезд

ЦВЕТ - свойство света вызывать определенное зрительное ощущение в соответствии со спектральным составом отражаемого или испускаемого излучения. Свет разных длин волн l возбуждает разные цветовые ощущения:

от 380 до 470 нм имеют фиолетовый и синий цвет,
от 470 до 500 нм — сине-зеленый,
от 500 до 560 нм — зеленый,

от 560 до 590 нм — желто-оранжевый,
от 590 до 760 нм — красный.

Однако цвет сложного излучения не определяется однозначно его спектральным составом.
Глаз чувствителен к длине волны, несущей максимальную энергию  λмах=b/T (закон Вина, 1896г).

В начале 20-го столетия (1903—1907гг) Эйнар Герцшпрунг (, Дания) первым определяет цвета сотен ярких звезд.

3. Температура звезд

  Непосредственно связана с цветом и спектральной классификацией. Первое измерение температуры звезд произведено в 1909г германским астрономом Ю. Шейнер. Температура определяется по спектрам с помощью закона Вина [λ max. Т=b, где b=0,2897*107Å.К - постоянная Вина]. Температура видимой поверхности большинства звезд составляет от 2500 К до 50000 К. Хотя например недавно открытая звезда HD 93129A в созвездии Кормы имеет температуру поверхности 220000 К! Самые холодные - Гранатовая звезда (m Цефея) и Мира (o Кита) имеют температуру 2300К, а e Возничего А - 1600 К.

4. Спектральная классификация

В 1862г Анжело Секки (, Италия) дает первую спектральную классическую звезд по цвету, указав 4 типа:  Белые,  Желтоватые,  Красные, Очень красные

  Гарвардская спектральная классификация впервые была представлена в Каталоге звездных спектров Генри Дрэпера (1884г), подготовленного под руководством Э. Пикеринга. Буквенное обозначение спектров от горячих к холодным звездам выглядит так: O B A F G K M. Между каждыми двумя классами введены подклассы, обозначенные цифрами от 0 до 9. К 1924г классификация окончательно была установлена Энной Кэннон.

5. Химический состав звезд

Определяется по спектру (интенсивности фраунгоферовых линий в спектре).Разнообразие спектров звезд объясняется прежде всего их разной температурой, кроме того вид спектра зависит от давления и плотности фотосферы, наличием магнитного поля, особенностями химического состава. Звезды состоят в основном из водорода и гелия (95-98% массы) и других ионизированных атомов, а у холодных в атмосфере присутствуют нейтральные атомы и даже молекулы.

6. Светимость звезд

  Звезды излучают энергию во всем диапазоне длин волн, а светимость L=σ T44πR2- общая мощность излучения звезды. L¤ = 3,876*1026Вт/с. В 1857г Норман Погсон в Оксфорде устанавливает  формулу  L1/L2=2,512М2-М1. Сравнивая звезду с Солнцем, получим формулу L/L¤=2,512 М¤-М , откуда логарифмируя получим lgL=0,4 (M¤ - M)  Светимость звезд в большинстве 1,3.10-5L¤<L<5.105L¤ .  Большую светимость имеют звезды-гиганты, звезды малой светимости - звезды-карлики. Наибольшей светимостью обладает голубой сверхгигант - звезда Пистолет в созвездии Стрельца - L¤! Светимость красного карлика Проксимы Центавра около 0,000055 L¤.

7. Размеры звезд  - существует несколько способов их определения:

1) Непосредственное измерение углового диаметра звезды (для ярких ≥2,5m, близких звезд, >50 измерено) с помощью интерферометра Майкельсона. Впервые измерен угловой диаметр α Ориона- Бетельгейзе 3декабря 1920г =  Альберт Майкельсон  и Франсис Пиз.
2) Через светимость звезды L=4πR2σT4в сравнении с Солнцем.
3) По наблюдениям затмения звезды Луной определяют угловой размер, зная расстояние до звезды.

По своим размерам, звезды делятся (название: карлики, гиганты и сверхгиганты ввел Генри Рессел в 1913г, а открыл их в 1905г Эйнар Герцшпрунг, введя название "белый карлик"), введены с 1953 года на:

Сверхгиганты  (I) Яркие гиганты  (II) Гиганты  (III) Субгиганты  (IV) Карлики главной последовательности  (V) Субкарлики  (VI) Белые карлики  (VII)

  Размеры звезд колеблются в очень широких пределах от 104 м дом. Гранатовая звезда m Цефея имеет диаметр 1,6 млрд. км; красный сверхгигант e Возничего А имеет размеры в 2700R¤ - 5,7 млрд. км! Звезды Лейтена и Вольф-475 меньше Земли, а нейтронные звезды имеют размерыкм.

8. Масса звезд - одна из важнейших характеристик звезд, указывающая на ее эволюцию, т. е. определяет жизненный путь звезды.

Способы определения: 

1. Зависимость масса-светимость, установленная астрофизиком (, Англия). L≈m3,9

2. Использование 3 уточненного закона Кеплера, если звезды физически двойные (§26)

Теоретически масса звезд 0,005M¤ (предел Кумара 0,08M¤)<M<150M¤, причем маломассивных звезд существенно больше, чем тяжеловесных, как по количеству, так и по общей доле заключенного в них вещества (M¤=1,9891×1030кг (333434 масс Земли)≈2.1030кг).

  Самые легкие звезды с точно измеренной массой находятся в двойных системах. В системе Ross 614 компоненты имеют массы 0,11 и 0,07 M¤. В системе Wolf 424 массы компонентов составляют 0,059 и 0,051 M¤. А у звезды LHS 1047 менее массивный компаньон весит всего 0,055 M¤.

  Обнаружены "коричневые карлики" с массами 0,04 - 0,02 M¤.

9. Плотность звезд - находится ρ=М/V=M/(4/3πR3)

  Хотя массы звезд имеют меньший разброс, чем размеры, но плотности их сильно различаются. Чем больше размер звезды, тем меньше плотность. Самая маленькая плотность у сверхгигантов: Антарес (α Скорпиона) ρ=6,4*10-5кг/м3,  Бетельгейзе (α Ориона) ρ=3,9*10-5кг/м3.Очень большие плотности имеют белые карлики: Сириус В  ρ=1,78*108кг/м3.  Но еще больше средняя плотность нейтронных звезд. Средние плотности звезд изменяются в интервале от 10-6 г/см3 до 1014 г/см3 - в 1020 раз!

Самые-самые звезды.

II. Закрепление материала:

1. Задача 1: Светимость Кастора (а Близнецы) в 25 раз превосходит светимость Солнца, а его температура 10400К. Во сколько раз Кастор больше Солнца?
2. Задача 2: Красный гигант в 300 раз превосходит Солнце по размеру и в 30 раз по массе. Какова его средняя плотность?
3. Используя таблицу классификации звезд (ниже) отметить, как изменяются с увеличением размера звезды ее параметры: масса, плотность, светимость, время жизни, число звезд в Галактике