Урок 24 Тема: Физическая природа звезд Белый карлик, самый горячий из известных, и планетарная туманность NGC 2440, г

Спектр λ = нм – фиолетовый, синий; λ = нм – сине-зеленый; λ = нм – зеленый; λ = нм – желто-оранжевый λ = нм –красный. Распределение цветов в спектре =К О Ж З Г С Ф Запомнить, например: Как Однажды Жак Звонарь Городской Сломал Фонарь. В 1859 г Г.Р.Кирхгоф ( , Германия) и Р.В.Бунзен ( , Германия) открыли спектральный анализ: газы поглощают те же длины волн, которые излучают в нагретом состоянии. У звезд на фоне сплошных спектров наблюдаются темные (фраунгоферовы) линии – это спектры поглощения. В 1665 г Исаак Ньютон ( ) получил спектры солнечного излучения и объяснил их природу, показав, что цвет есть собственное свойство света. В 1814 г Йозеф фон ФРАУНГОФЕР ( , Германия) обнаружил, обозначил и к 1817 г подробно описал 754 линии в солнечном спектре (названы его именем), создав в 1814 г прибор для наблюдения спектров - спектроскоп. Спектроскоп Кирхгофа-Бунзена

Спектры звезд Спектры звезд – это их паспорт с описанием всех звездных закономерностей. По спектру звезды можно узнать ее светимость, расстояние до звезды, температуру, Изучение звездных спектров – это фундамент современной астрофизики. Спектрограмма рассеянного скопления «Гиады». Уильям ХЕГГИНС ( , Англия) астроном, первым применив спектрограф, начал спектроскопию звезд. В 1863 г 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. Комбинированный спектр излучения звезды. Сверху «естественное» (видимое в спектроскопе), снизу зависимость интенсивности от длины волны. размер, химический состав ее атмосферы, скорость вращения вокруг оси, особенности движения вокруг общего центра тяжести.

Цвет звезд В гг. Эйнар Герцшпрунг ( , Дания) первым определяет цвета сотен ярких звезд. Звезды имеют самые разные цвета. У Арктура желто-оранжевый оттенок, Ригель бело-голубой, Антарес ярко-красный. Доминирующий цвет в спектре звезды зависит от температуры ее поверхности. Газовая оболочка звезды ведет себя почти как идеальный излучатель (абсолютно черное тело) и вполне подчиняется классическим законам излучения М.Планка (1858–1947), Й.Стефана (1835–1893) и В.Вина (1864–1928), связывающим температуру тела и характер его излучения. Закон Планка описывает распределение энергии в спектре тела и указывает, что с ростом температуры повышается полный поток излучения, а максимум в спектре сдвигается в сторону коротких волн. Во время наблюдений звездного неба могли заметить, что цвет (свойство света вызывать определенное зрительное ощущение) звезд различен. Цвет и спектр звезд связан с их температурой. Свет разных длин волн возбуждает разные цветовые ощущения. Глаз чувствителен к длине волны, несущей максимальную энергию λ мах =b/T (закон Вина, 1896 г). Подобно драгоценным камням звезды рассеянного скопления NGC 290 переливаются различными красками. Фото КТ им. Хаббла, апрель 2006 г.

Температура звезд Температура звезд непосредственно связана с цветом и спектром. Первое измерение температуры звезд произведено в 1909 г германским астрономом Юлиус Шейнер ( ), проведя абсолютную фотометрию 109 звезд. Температура определяется по спектрам с помощью закона Вина λ max. Т=b, где b=0, Å. К - постоянная Вина. Бетельгейзе (снимок телескопа им.Хаббла). В таких холодных звездах с Т=3000К преобладают излучения в красной области спектра. В спектрах таких звезд много линий металлов и молекул. Большинство звезд имеют температуры 2500К <Т< 50000К Звезда HD 93129A (созыв. Корма) самая горячая – Т= К! Самые холодные - Гранатовая звезда (m Цефея), Мира (o Кита) – Т= 2300К e Возничего А К.

Спектральная классификация В 1866 г Анжело Секки ( , Италия) дал первую спектральную классическую звезд по цвету: Белые, Желтоватые, Красные. Гарвардская спектральная классификация впервые была представлена в Каталоге звездных спектров Генри Дрэпера ( , США), подготовленного под руководством Э.Пикеринга (1846–1919) к 1884 г. Все спектры были расставлены по интенсивности линий (позже в температурной последовательности) и обозначены буквами в алфавитном порядке от горячих к холодным звездам: O B A F G K M. К 1924 г окончательно была установлена Энной Кэннон ( , США) и издана каталогом в 9 томов на звезд- каталог HD.

Современная спектральная классификация Наиболее точную спектральную классификацию представляет система МК, созданная У.Морганом и Ф.Кинаном в Йеркской обсерватории в 1943 г, где спектры расставлены как по температуре, так и по светимости звезд. Были дополнительно введены классы светимости, отмеченные римскими цифрами: Ia, Ib, II, III, IV, V и VI, соответственно указывающие на размеры звезд. Дополнительными классами R, N и S обозначены спектры, похожие на K и M, но с иным химическим составом. Между каждыми двумя классами введены подклассы, обозначенные цифрами от 0 до 9. Например, спектр типа A5 находится посередине между A0 и F0. Дополнительными буквами иногда отмечают особенности звезд: «d» – карлик, «D» – белый карлик, «p» – пекулярный (необычный) спектр. Наше Солнце относится к спектральному классу G2 V

Спектры звезд

Светимость звезд В 1856 г Норман Погсон ( , Англия) устанавливает формулу для светимостей через абсолютные М звездные величины (т.е. с расстояния в 10 пк). L 1 /L 2 =2,512 М 2 -М 1. Рассеянное скопление «Плеяды» содержит много горячих и ярких звезд, которые были сформированы в одно и то же время из газопылевого облака. Голубая дымка, сопутствующая «Плеядам», - рассеянная пыль, отражающая свет звезд. Одни звезды светят ярче, другие - слабее. Светимость– мощность излучения звезды – полная энергия, излучаемая звездой в 1 секунду. [Дж/с=Вт] Звезды излучают энергию во всем диапазоне длин волн L = 3, Вт/с Сравнивая звезду с Солнцем, получим L/L =2,512 М -М, или lgL=0,4 (M -M) Светимость звезд: 1, L <L< L Большую светимость имеют звезды-гиганты, меньшую - звезды-карлики. Наибольшей светимостью обладает голубой сверхгигант - звезда Пистолет (созыв. Стрельца L ! Светимость красного карлика Проксимы Центавра около 0, L.

Размеры звезд Определяют: 1) Непосредственным измерением углового диаметра звезды (для ярких 2,5 m, близких звезд, >50 измерено) с помощью интерферометра Майкельсона. Впервые 3 декабря 1920 г измерен угловой диаметр звезды Бетельгейзе (α Ориона) = А. Майкельсон ( , США) и Ф. Пиз ( , США). 2) Через светимость звезды L=4 π R2σT 4 в сравнении с Солнцем. Звезды за редчайшим исключением наблюдаются как точечные источники света. Даже в самые большие телескопы нельзя увидеть их диски. По своим размерам, звезды делятся с 1953 года на: Сверхгиганты (I) Яркие гиганты (II) Гиганты (III) Субгиганты (IV) Карлики главной последовательности (V) Субкарлики (VI) Белые карлики (VII) Названия карлики, гиганты и сверхгиганты ввел Генри Рессел в 1913 г, а открыл их в 1905 г Эйнар Герцшпрунг, введя название "белый карлик". Размеры звезд 10 км<R<1000R, R =6,959×10 5 км, т.е. D 1,4 млн.км Например: Красный гигант Гранатовая звезда m Цефея имеет диаметр 1,6 млрд.км; Звезды Лейтена и Вольф-475 меньше Земли, а нейтронные звезды км.

Масса звезд Одна из важнейших характеристик звезд, указывающая на ее эволюцию - определение жизненного пути звезды. Способы определения: 1. Зависимость масса-светимость Lm 3, й уточненный закон Кеплера в физически двойные системах Теоретически масса звезд 0,005M <M<150M (M кг) Самые легкие звезды находятся в двойных системах: Ross 614 компоненты имеют массы 0,11 и 0,07M, Wolf 424 массы компонентов 0,059 и 0,051M, LHS 1047 меньший компаньон весит 0,055 M. Обнаружены "коричневые карлики" с 0,04 - 0,02M Диаграмма «масса-светимость» Фото КТ им. "Хаббла". Звезда Pismis 24-1 в центре туманности NGC 6357 в 8000 св.г. в созывездии Скорпиона – это три звёзды с массами порядка 70 солнечных. Здесь же звёзда Pismis имеет массу в 100 M. На один гигант с массой в 65 M приходится звёзд, по размерам близких к Солнцу.

Плотность звезд находится ρ=М/V=M/(4/3 π R 3 ) Хотя массы звезд имеют меньший разброс, но размеры значительно отличаются, поэтому и плотности их сильно различаются. Чем больше размер звезды, тем меньше плотность. Самая маленькая плотность у сверхгигантов: Антарес (α Скорпиона) R=750R, M=19M, ρ=6, кг/м 3 Бетельгейзе (α Ориона) R=800 R, M=17M, ρ=3, кг/м 3. Средние плотности звезд изменяются в интервале от г/см 3 до г/см 3 - в раз! Очень большие плотности имеют белые карлики: Сириус В, R=0,02 R, M=M, ρ=1, кг/м 3, но еще больше плотность нейтронных звезд.

Химический состав Химический состав определяется по спектру (интенсивности фраунгоферовых линий), зависящего также от температуры, давления и плотности фотосферы, наличием магнитного поля. Звезды состоят из тех же химических элементов, которые известны на Земле, но в основном из водорода и гелия (95-98% массы) и других ионизированных атомов, а у холодных звезд в атмосфере присутствуют нейтральные атомы и даже молекулы. По мере повышения температуры состав частиц, способных существовать в атмосфере звезды, упрощается. Спектральный анализ звёзд классов О, B, A (Т от до С) показывает в их атмосферах линии ионизированных водорода, гелия и ионы металлов, в классе К ( С) обнаруживаются уже радикалы, а в классе М ( С) - молекулы оксидов. Химический состав звезды отражает влияние факторов: природы межзвездной среды и тех ядерных реакций, которые развиваются в звезде в течение ее жизни. Начальный состав звезды близок к составу межзвездной материи из которой возникла звезда. Остатки сверхновой NGC это горячий светящийся газ, образовавшийся после взрыва звезды тысяч лет назад. Подобные взрывы активно обогащали пространство тяжелыми элементами из которых впоследствии образовывались планеты и звезды следующего поколения

Близлежащие звезды Обозначение Спектр. класс Звёздная величина Светимо сть Темп,KРадиус МассаПарал. Звёздная система Звездавид.абс. СолнцеG2V-26,584, ,01 α Центавра ПроксимаM5.5Ve11,0515,530, ,145 0,12 0,772" Центавр AG2V-0,014,381, ,2270,907 0,747" Центавр BK0V1,335,710, ,8651,095 Звезда Барнарда ( ß Змееносца)M4.0Ve9,5413,220, ,1610,166 0,547" Вольф 359 (CN Льва)M6.0V13,5316,550, ,150,092 0,419" Лаланд (Б.Медведица)M5.5e7,5010,440, ,4480,393" Сириус (α Большого Пса) Сириус AA1V-1,461,4723, ,7-1,92,14 0,380" Сириус BDA28,6811,340, ,921,03 Luyten UV КитаM5.5e13,0215,400, ,14 0,102 0,374" BL КитаM6.0e12,5215,850, ,14 0,109 Росс 154 (V1216 Стрельца)M3.5Ve10,613,070, ,240,171 0,337" Росс 248 (HH Андромеды)M5.5Ve12,2914,790, ,170,121 0,316" ε ЭриданаK2V3,736,190, ,840,850 0,310" Лакайль 9352 (CD-36°15693)M1.5Ve 9,75 0,520,529 0,304" Росс 128 (FI Девы)M4.0Vn 13,51 0, ,160,156 0,299" Звёзды, которые нельзя увидеть невооружённым глазом, помечены серым цветом

Сравнительные характеристики звезд SpSp MbMb M/M L/L R/R T эф, Kt m, лет O5- 10,1 m × 10 6 B0- 7,1 m , B5- 2,7 m 78303, × 10 7 A0+ 0,3 m 3542, × 10 8 A5+ 1,7 m 2141, × 10 8 F0+2,6 m 1,86,51, × 10 9 F5+ 3,4 m 1,53,21, × 10 8 G0+ 4,2 m 1,051,51, × 10 8 G5+ 4,9 m 0,920,80, ,2 × K0+ 5,6 m 0,780,40, ,5 × K5+ 6,7 m 0,690,150, × M0+ 7,4 m 0,510,080, × M5+ 9,6 m 0,20,010, × M8+ 11,9 m 0,10,0010, По спектральным классам

Сравнительные характеристики звезд Классы звезд Массы М Размеры R Плотность г/см 3 Светимость L Время жизни, лет % общего числа звезд Ярчайшие сверхгиганты до –10 4 < 0, > < 0, Сверхгиганты 50– –10 3 0, – ,001 Яркие гиганты 10–100> 1000,00001> ,01 Нормальные гигантыдо 50> 100,0001> –10 8 0,1 - 1 Субгигантыдо 10 0,001 до –10 9 Нормальные звезды 0,005-50,1-50,1-100, –10 11 до 90 - белыедо 53–50, желтые 111, красные 0,0050,1100, –10 13 Белые карлики 0,01–1,5 до 0, ,0001 до до 10 Нейтронные звезды 1,5–3 (до 10) 8–15 км (до 50 км) – , до ,01-0,001 по размерам