УРОК 22 «____»____________20___г
ФИЗИЧЕСКАЯ ПРИРОДА ЗВЕЗД
3. Спектры, цвет и температура звёзд
ежду максимальной длиной волны излучения и температурой существует количественная зависимость, выраженная ________________________:
Пример 1. Определите температуру звезды, если в её спектре максимум интенсивности излучения приходится на длину волны равную 230 нм.
С учётом видов спектральных линий и их интенсивности строится ______________
Современная гарвардская спектральная классификация звёзд
Тонкие различия внутри каждого класса дополнительно подразделяют на ______ подклассов — от 0 (самые ___________) до 9 (самые ___________). Лишь спектральный класс O делится на меньшее количество подклассов: от ____ до ____. Например, наше Солнце принадлежит к спектральному классу G2.
Измерение положения спектральных линий позволяет не только получить информацию о химическом составе звёзд, но и определить _________________________ ____________________________________________________________________________.
ффект Доплера: изменение частоты принимаемых волн при относительном движении источника и приемника
где ____ —длина волны спектральной линии для неподвижного источника; ____ — в спектре движущегося источника; ___ — это скорость источника (в нашем случае звезды); ____ — скорость света в вакууме.
Йеркская классификация (МКК) отражает зависимость __________________________________________
4. Диаграмма «спектр-светимость» (Герцшпрунга — Рассела)
Впишите типы звезд в диаграмму:
Мы уже с вами как-то говорили
о том, что всю информацию о звёздах мы получаем лишь на основе приходящего от
них излучения. Все звёзды, как и наше Солнце, излучают свет потому, что их
наружные слои сильно нагреты и имеют температуру равную многим тысячам градусов
по шкале Кельвина. Звезда излучает свет так же, как и любое нагретое тело,
например нить накаливания в электрической лампе. При этом чем выше температура
нити накаливания, тем более белый свет она излучает.
Аналогично и с излучением
звёзд: чем выше температура звезды, тем более голубоватым выглядит её свечение
(как, например, у Плеяд — рассеянного звёздного скопления в созвездии Тельца).
И наоборот, холодные звёзды
кажутся нам красноватыми. Это хорошо заметно на примере такого гиганта, как
Бетельгейзе (альфа Ориона).
Однако наиболее полное
представление об этой зависимости даёт изучение звёздных спектров. Важнейшие
различия спектров звёзд заключаются в количестве и интенсивности наблюдаемых
спектральных линий (в особенности линий поглощения), а также в распределении
энергии в непрерывном спектре.
В 1893 году немецкий учёный Вильгельм
Вин установил, что длина волны, на которую приходится максимум излучения,
зависит от температуры излучающего тела. При этом по мере роста температуры
положение максимума смещается в коротковолновую область спектра. Длина волны,
которой соответствует максимум в распределении энергии, связана с абсолютной
температурой соотношением, которое называют законом смещения Ви́на:
Давайте, используя этот закон,
определим температуру звезды, если в её
спектре максимум интенсивности излучения приходится на длину волны равную 230
нм.
Изучение различных типов звёзд
показало, что температура большинства из них заключена в пределах от 2000 до
60 000 К кельвинов. Также было установлено, что изменение температуры
меняет состояние атомов и молекул в атмосфере звёзд, что отражается в их
спектрах. С учётом видов спектральных линий и их интенсивности строится спектральная
классификация звёзд.
Современная спектральная
классификация звёзд была создана в двадцатые (20-е) годы двадцатого (ХХ) века в
Гарвардской обсерватории (США). В ней спектральные типы принято обозначать
большими буквами латинского алфавита в порядке, соответствующем убыванию
температуры:
Для запоминания этой
последовательности астрономами было придумано мнемоническое правило. В
оригинале оно звучит так: Oh, Be A Fine Girl,
Kiss Me. В русском эквиваленте вариант такой: Один Бритый
Англичанин Финики Жевал Как Морковь.
Давайте чуть подробнее
остановимся на каждом из классов. Итак, звёзды, принадлежащие классу О,
являются очень горячими, с температурой 30—60 тыс. К. При такой высокой
температуре наибольшая интенсивность излучения приходится на ультрафиолетовую
область спектра. Поэтому такие звёзды имеют ярко выраженный голубой оттенок.
Типичным представителем данного класса является Хека — Лямбда Ориона.
К классу В относятся звёзды,
температура которых колеблется в пределах 10—30 тыс. К. Они имеют
голубовато-белый цвет. А типичным представителем класса является звезда Спика,
находящаяся в созвездии Девы.
Звёзды белого цвета, с
температурой поверхности 7500—10 000 К относятся к классу А. Их яркими
представителями являются звёзды Вега и Сириус.
Классу F принадлежат
звёзды, температура которых лежит в диапазоне 6000—7500 К. Они имеют
жёлто-белый цвет. Типичным представителем данного класса является Канопус
в созвездии Киля.
Жёлтые звёзды, с температурой
поверхности 5000—6000 К относятся к классу G. Известным представителем этого класса является наше
Солнце.
Звёзды, принадлежащие классу
К, обладают оранжевым цветом. А температура их поверхности заключена в
пределах 3500—5000 К. К этому классу относятся звёзды Арктур в созвездии
Волопаса и Альдебаран в Тельце.
И, наконец, класс М. К
нему относятся холодные звёзды с минимальной температурой равной 2000—3500 К.
Их цвет — ярко-красный, иногда тёмно-оранжевый. К этому классу относится
знаменитая звезда Бетельгейзе в созвездии Ориона.
По мере усовершенствования
методов наблюдения за звёздами и их спектрами Гарвардская спектральная
классификация дополнялась и расширялась. Так, например, буквой Q
стали обозначать спектральные классы новых (молодых) звёзд. Спектры планетарных
туманностей причислили к классу Р. А буквой W или WR
стали обозначать спектры звёзд типа Вольфа — Райе — это очень горячие звёзды,
температура превышает звёзды O класса и достигает 100 000 К.
В 1995 году были впервые были
обнаружены звёзды, температура которых не превышала 2000 К — коричневые
карлики. Так появились спектральные классы L, Т и Y.
Причём класс Y появился относительно недавно — в августе 2011 года.
К нему относятся
ультрахолодные коричневые карлики, с температурой 300—500 К.
Тонкие различия внутри каждого
класса дополнительно подразделяют на 10 подклассов — от 0 (самые горячие) до 9
(самые холодные). Лишь спектральный класс O делится на меньшее количество
подклассов: от 4 до 9,5. Например, наше Солнце принадлежит к спектральному
классу G2.
Измерение положения
спектральных линий позволяет не только получить информацию о химическом составе
звёзд, но и определить скорость их движения.
Ещё 1842 году Кристиан Доплер,
наблюдая за волнами на воде, обнаружил, что при движении источника волн
происходит изменение частоты и, соответственно, длины волны излучения,
воспринимаемое наблюдателем.
Давайте поясним это на простом
примере. Представьте, что вы стоите на остановке и ждёте автобус. Где-то
вдалеке от вас слышится звук сирены, например машины скорой помощи. По мере её приближения
к вам частота звуковых волн, издаваемых сиреной, будет увеличиваться. Как
следствие, вы будете слышать её более высокий тон. Происходит это из-за того,
что за время испускания одного пика волны́ от сирены до следующего машина
успеет проехать некоторое расстояние в вашу сторону. Из-за этого источник
каждого следующего пика волны будет ближе, а волны будут достигать ушей чаще.
Когда же машина будет проезжать рядом с вами, вы услышите тот тон, который
издаёт сирена на самом деле. В дальнейшем, по мере удаления машины, тон сирены будет
становиться более низким из-за уменьшения частоты звуковых волн.
То же самое происходит и с
электромагнитными волнами. При уменьшении расстояния между звездой и
наблюдателем длина волны её излучения уменьшается и соответствующая линия в
спектре смещается к фиолетовому концу спектра. И наоборот, при удалении звезды
длина волны излучения увеличивается, а линия смещается в красную часть спектра.
Это явление получило название эффекта
Доплера, согласно которому зависимость разности длин волн от скорости
источника по лучу зрения и скорости света выражается формулой:
В этой формуле
— это длина волны спектральной линии для неподвижного
источника, а
— в спектре движущегося источника. Соответственно,
— это скорость источника (в нашем случае звезды), а
Ещё одним фактором, влияющим
на вид спектра звезды, является её светимость, которая не учитывается в
Гарвардской классификации. Хотя различия в светимостях приводят к различию в
спектрах звёзд-гигантов и карликов одинаковых Гарвардских спектральных классов.
Поэтому в 1943 году в Йеркской обсерватории была разработана ещё Йеркская классификация,
которая учитывает светимость звёзд. Иначе её называют МКК — по первым буквам
фамилий учёных: Уильям Морган, Филипп Кинан и Эдит Келлман.
С учётом двух классификаций наше
Солнце имеет спектральный класс G2V.
В заключение отметим, что ещё
в начале ХХ века американский астроном Норрис Рассел и датский астроном Эйнар
Герцшпрунг независимо друг от друга обнаружили существование зависимости между
видом спектра и светимостью звёзд. Они задались вопросом: «Что будет, если
выстроить звёзды в одну систему координат, где их положение по вертикальной оси
зависело бы от их светимости (или абсолютной звёздной величины), а по
вертикальной — от температуры (спектрального класса)?»
Если бы звезды распределились
по системе равномерно, никакого открытия не было бы. Но любое отклонение от
порядка показало бы закономерность в устройстве светил, объясняющую многие
загадки. Так и случилось. Если светимость звезды будет расти по Y
снизу вверх, а температура по оси Х — справа налево, то звезды делятся на чётко
выраженные группы — последовательности.
Посередине, с верхнего левого
в нижний правый угол, тянется так называемая Главная последовательность
— ряд обычных, карликовых звёзд, составляющих около 90 % от всех звёзд во
Вселенной. Здесь же располагается и наше Солнце.
В верхнем правом углу
собрались звёзды, которые очень яркие, но температура их фотосферы достаточно
низкая — на это указывает их красный цвет. Они образуют последовательность
красных гигантов.
В верхней части диаграммы
располагается последовательность сверхгигантов. Это звёзды с очень
высокой светимостью, низкой плотностью, в десятки и сотни раз большими
диаметрами, чем у Солнца.
Под главной
последовательностью расположены горячие звёзды со слабой светимостью. Это последовательность
белых карликов. Их размеры сравнимы с размерами Земли, а массы близки к
массе Солнца.
Полученная диаграмма
называется диаграммой «спектр — светимость» или диаграммой
Герцшпрунга — Рассела.
Наш вам совет: держите в
голове эту диаграмму. Она не сложная для понимания, но имеет огромное значение
в эволюции звёзд.
Как ученые определяют температуру звезд, находящихся на расстоянии триллионов километров?
Здесь нам на помощь приходят косвенные методы. Чтобы преодолеть вышеупомянутые проблемы, астрофизики используют ряд косвенных методов измерения температуры. Давайте посмотрим на некоторые из них по очереди!
Контрольная работа по астрономии 2 полугодие
1. Какой слой атмосферы Земли поглощает основную часть ультрафиолетового излучения? Ответ: озоновый
2. Как можно определить цветовую температуру звезды? Ответ: по закону Вина λ*T=b ( b- постоянная Вина, b=2,9*
3. Опишите метод, с помощью которого определили химический состав Солнца. Ответ: с помощью спектрального анализа.
4. Наблюдения показали, что в данный момент индекс солнечной активности, измеряемый в числах Вольфа, W=123, а число всех пятен на Солнце f=33. Определите количество групп g на диске Солнца, приняв множитель k в формуле W=k(10g+f) равным единице. Ответ: Чтобы найти количество групп, т.е. неизвестное из приведенной формулы, надо в формулу подставить значения известных величин. Будем иметь 123=1(10g + 33). Или 123 = 10g + 33. Или 10g = 90, Отсюда количество групп g=90/10 = 9 групп.
5. Определите изменение блеска цефеиды в звездных величинах, если ее температура меняется от 7200 К до 6000 К при неизменном радиусе.
1. Какой слой Солнца является основным источником видимого света? Ответ: фотосфера
2. Как можно определить модуль тангенциальной скорости сравнительно близких к наблюдателю звезд? Ответ: по смещению звезды на небесной сфере
3. Как изменяется положение спектральных линий в спектре звезды, если она приближается к наблюдателю? Ответ: свет от приближающегося источника становится более синим ( частота увеличивается), а от удаляющегося – более красным ( частота уменьшается).
4. Определите массу галактики (М), если на расстоянии r=20кпк от ее ядра звезды обращаются со скоростью v=350 км/с.
12.4*10^20 м. Отсюда M
Как называется раздел астрономии, в котором изучаются небесные объекты с помощью аппаратуры, вынесенной за пределы земной атмосферы? Ответ: внеатмосферная астрономия
2. Какую температуру имеют желтые звезды типа Солнца? Ответ: 6000 К
3. Как осуществляется перенос энергии из недр Солнца к фотосфере? Ответ поясните рисунком. Ответ: Энергия передается посредством конвекции. Причина возникновения конвекции в наружных слоях Солнца та же, что и в сосуде с кипящей водой: количество энергии, поступающее от нагревателя, гораздо больше того, которое отводится теплопроводностью. Поэтому вещество приходит в движение и само начинает переносить тепло. Конвективная зона простирается практически до самой видимой поверхности Солнца ( фотосферы).
4. Определите период пульсаций цефеиды, если средняя плотность ее вещества равна 5*
. Средняя плотность вещества Солнца 1,4*
. Ответ: Р- период пульсаций в сутках,
5. В спектре галактики линия водорода
=656,3 нм смещена к красному концу спектра на величину Δλ=21,9 нм. Определите скорость удаления галактики и расстояние до нее. Ответ:
1. На какой диапазон приходится максимум солнечного излучения? Ответ: инфракрасный диапазон
5. Излучение источника характеризуется частотой 4,5*
Гц. Определите температуру этого источника, если он по своим свойствам близок к абсолютно черному телу. Ответ: Используем закон Вина:
1. Как называется угол, под которым со звезды видна полуось земной орбиты, перпендикулярная направлению на звезду? Ответ: годичный параллакс (
Определите расстояние до галактики, если в ней обнаружена новая звезда, видимая звездная величина которой равна
,а абсолютная звездная величина
4. Во сколько раз освещенность, получаемая от Сириуса (α Большого Пса), больше освещенности, получаемой от Полярной звезды ( α Малой Медведицы), если их видимые звездные величины соответсвенно равны
5. Определите массу Большой газопылевой туманности в Орионе, если ее видимые угловые размеры составляют около
, расстояние до нее 400 пк, а плотность газопылевой среды около
1. В каком слое атмосферы Земли поглощается основная часть инфракрасного излучения Солнца? Ответ: в озоновом слое
2. Как изменяется период вращения Солнца вокруг оси?
3. Как можно определить линейный радиус звезды? Ответ: R=215
(в радиусах Солнца)
4. Определите линейные размеры галактики, если она удаляется от нас со скоростью 6000 км/с и имеет видимый угловой размер 2’. Ответ: Линейный диаметр галактики D=r*d»/206265″, где r = V/H.
D=85,7 *2′/206265″ = 0,0008309 Мпк ≈831пк
5. Звезда имеет одинаковую с Солнцем температуру, но ее диаметр в 2 раза меньше. На каком расстоянии от этой звезды должна находится планета, чтобы получать от нее столько же энергии, сколько Земля получает от Солнца? Ответ: Излучение идёт с поверхности звезды, площадь которой пропорциональна квадрату радиуса.
Т. е. эта звезда излучает в 4 раза меньше Солнца.
Количество излучения, приходящегося на единицу площади планеты обратно пропорционально квадрату расстояния от звезды, нам нужно, чтобы она получила в 4 раза больше (чтобы скомпенсировать общее уменьшение излучения звезды)
Итого: планету нужно ставить вдвое ближе к звезде.
1. Как можно определить видимое увеличение оптического телескопа? Ответ: Найти отношение угла, под которым наблюдается изображение, к угловому размеру объекта при наблюдении его непосредственно глазом.( либо Сравнить размеры объекта наблюдаемого не вооруженным глазом и размеры этого же объекта, наблюдаемого в телескоп. Кратность размеров объекта будет является кратностью увеличения телескопа.)
2. Запишите зависимость положения максимума интенсивности излучения в спектре от температуры тела.
3. Определите эффективную температуру Солнца, если известна его светимость (
4. Определите светимость галактики, если она имеет видимую звездную величину
и удаляется от нас со скоростью
Шаровое скопление содержит один миллион звезд главной последовательности, каждая из которых имеет абсолютную звездную величину
. Определите видимую звездную величину скопления, находящегося от нас на расстоянии 10 кпк.
Взаимосвязь цвета и температуры
Это включает в себя пропускание света через различные фильтры и определение количества, которое проходит через каждый фильтр. Измерения фотометра преобразуются в температуру с использованием стандартных шкал. Этот метод очень полезен, когда хороший спектр звезды недоступен. Результаты, полученные этим методом, имеют точность до +/- 100-200 К. Однако этот метод дает плохие результаты для более холодных звезд.
Каждый из вышеупомянутых методов имеет свои преимущества и недостатки. Тем не менее астрофизики во всем мире широко используют эти методы, и в конечном итоге дают удовлетворительные результаты.
По спектральному анализу звезды
Спектральный анализ состоит из измерения силы этих линий поглощения для различных химических элементов и разных длин волн. Сила линии поглощения зависит в первую очередь от температуры звезды и количества конкретного химического элемента. Однако на нее могут влиять и некоторые другие параметры, такие как гравитация, турбулентность, структура атмосферы и т.д. Этот метод дает температурные измерения с точностью до +/-50 Кельвинов.
Закон смещения Вина
Закон смещения Вина касается спектра излучения черного тела. В соответствии с этим кривая излучения черного тела для разных температур будет иметь пик на разных длинах волн, которые обратно пропорциональны температуре. Используя эту обратную зависимость между длиной волны и температурой, можно оценить температуры звезд.
Однако это применимо только к звездам, у которых спектр очень близок к спектру черного тела. Более того, должны быть доступны также спектры, откалиброванные по потоку рассматриваемой звезды. Однако этот метод не дает очень точных результатов, поскольку звезды, как правило, не являются черными телами.
В данный момент вы не можете посмотреть или раздать видеоурок ученикам
Чтобы получить доступ к этому и другим видеоурокам комплекта, вам нужно добавить его в личный кабинет, приобрев в каталоге.
Получите невероятные возможности
Конспект урока «Спектры, цвет и температура звёзд. Диаграмма «спектр — светимость»»
Мы уже с вами как-то говорили о том, что всю информацию о звёздах мы получаем лишь на основе приходящего от них излучения. Все звёзды, как и наше Солнце, излучают свет потому, что их наружные слои сильно нагреты и имеют температуру равную многим тысячам градусов по шкале Кельвина. Звезда излучает свет так же, как и любое нагретое тело, например нить накаливания в электрической лампе. При этом чем выше температура нити накаливания, тем более белый свет она излучает.
Аналогично и с излучением звёзд: чем выше температура звезды, тем более голубоватым выглядит её свечение (как, например, у Плеяд — рассеянного звёздного скопления в созвездии Тельца).
И наоборот, холодные звёзды кажутся нам красноватыми. Это хорошо заметно на примере такого гиганта, как Бетельгейзе (альфа Ориона).
Однако наиболее полное представление об этой зависимости даёт изучение звёздных спектров. Важнейшие различия спектров звёзд заключаются в количестве и интенсивности наблюдаемых спектральных линий (в особенности линий поглощения), а также в распределении энергии в непрерывном спектре.
В 1893 году немецкий учёный Вильгельм Вин установил, что длина волны, на которую приходится максимум излучения, зависит от температуры излучающего тела. При этом по мере роста температуры положение максимума смещается в коротковолновую область спектра. Длина волны, которой соответствует максимум в распределении энергии, связана с абсолютной температурой соотношением, которое называют законом смещения Ви́на:
Давайте, используя этот закон, определим температуру звезды, если в её спектре максимум интенсивности излучения приходится на длину волны равную 230 нм.
Изучение различных типов звёзд показало, что температура большинства из них заключена в пределах от 2000 до 60 000 К кельвинов. Также было установлено, что изменение температуры меняет состояние атомов и молекул в атмосфере звёзд, что отражается в их спектрах. С учётом видов спектральных линий и их интенсивности строится спектральная классификация звёзд.
Современная спектральная классификация звёзд была создана в двадцатые (20-е) годы двадцатого (ХХ) века в Гарвардской обсерватории (США). В ней спектральные типы принято обозначать большими буквами латинского алфавита в порядке, соответствующем убыванию температуры:
Для запоминания этой последовательности астрономами было придумано мнемоническое правило. В оригинале оно звучит так: Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me. В русском эквиваленте вариант такой: Один Бритый Англичанин Финики Жевал Как Морковь.
Давайте чуть подробнее остановимся на каждом из классов. Итак, звёзды, принадлежащие классу О, являются очень горячими, с температурой 30—60 тыс. К. При такой высокой температуре наибольшая интенсивность излучения приходится на ультрафиолетовую область спектра. Поэтому такие звёзды имеют ярко выраженный голубой оттенок. Типичным представителем данного класса является Хека — Лямбда Ориона.
К классу В относятся звёзды, температура которых колеблется в пределах 10—30 тыс. К. Они имеют голубовато-белый цвет. А типичным представителем класса является звезда Спика, находящаяся в созвездии Девы.
Звёзды белого цвета, с температурой поверхности 7500—10 000 К относятся к классу А. Их яркими представителями являются звёзды Вега и Сириус.
Классу F принадлежат звёзды, температура которых лежит в диапазоне 6000—7500 К. Они имеют жёлто-белый цвет. Типичным представителем данного класса является Канопус в созвездии Киля.
Жёлтые звёзды, с температурой поверхности 5000—6000 К относятся к классу G. Известным представителем этого класса является наше Солнце.
Звёзды, принадлежащие классу К, обладают оранжевым цветом. А температура их поверхности заключена в пределах 3500—5000 К. К этому классу относятся звёзды Арктур в созвездии Волопаса и Альдебаран в Тельце.
И, наконец, класс М. К нему относятся холодные звёзды с минимальной температурой равной 2000—3500 К. Их цвет — ярко-красный, иногда тёмно-оранжевый. К этому классу относится знаменитая звезда Бетельгейзе в созвездии Ориона.
По мере усовершенствования методов наблюдения за звёздами и их спектрами Гарвардская спектральная классификация дополнялась и расширялась. Так, например, буквой Q стали обозначать спектральные классы новых (молодых) звёзд. Спектры планетарных туманностей причислили к классу Р. А буквой W или WR стали обозначать спектры звёзд типа Вольфа — Райе — это очень горячие звёзды, температура превышает звёзды O класса и достигает 100 000 К.
В 1995 году были впервые были обнаружены звёзды, температура которых не превышала 2000 К — коричневые карлики. Так появились спектральные классы L, Т и Y. Причём класс Y появился относительно недавно — в августе 2011 года.
К нему относятся ультрахолодные коричневые карлики, с температурой 300—500 К.
Тонкие различия внутри каждого класса дополнительно подразделяют на 10 подклассов — от 0 (самые горячие) до 9 (самые холодные). Лишь спектральный класс O делится на меньшее количество подклассов: от 4 до 9,5. Например, наше Солнце принадлежит к спектральному классу G2.
Измерение положения спектральных линий позволяет не только получить информацию о химическом составе звёзд, но и определить скорость их движения.
Ещё 1842 году Кристиан Доплер, наблюдая за волнами на воде, обнаружил, что при движении источника волн происходит изменение частоты и, соответственно, длины волны излучения, воспринимаемое наблюдателем.
Давайте поясним это на простом примере. Представьте, что вы стоите на остановке и ждёте автобус. Где-то вдалеке от вас слышится звук сирены, например машины скорой помощи. По мере её приближения к вам частота звуковых волн, издаваемых сиреной, будет увеличиваться. Как следствие, вы будете слышать её более высокий тон. Происходит это из-за того, что за время испускания одного пика волны́ от сирены до следующего машина успеет проехать некоторое расстояние в вашу сторону. Из-за этого источник каждого следующего пика волны будет ближе, а волны будут достигать ушей чаще. Когда же машина будет проезжать рядом с вами, вы услышите тот тон, который издаёт сирена на самом деле. В дальнейшем, по мере удаления машины, тон сирены будет становиться более низким из-за уменьшения частоты звуковых волн.
То же самое происходит и с электромагнитными волнами. При уменьшении расстояния между звездой и наблюдателем длина волны её излучения уменьшается и соответствующая линия в спектре смещается к фиолетовому концу спектра. И наоборот, при удалении звезды длина волны излучения увеличивается, а линия смещается в красную часть спектра.
Это явление получило название эффекта Доплера, согласно которому зависимость разности длин волн от скорости источника по лучу зрения и скорости света выражается формулой:
— это длина волны спектральной линии для неподвижного источника, а
Ещё одним фактором, влияющим на вид спектра звезды, является её светимость, которая не учитывается в Гарвардской классификации. Хотя различия в светимостях приводят к различию в спектрах звёзд-гигантов и карликов одинаковых Гарвардских спектральных классов. Поэтому в 1943 году в Йеркской обсерватории была разработана ещё Йеркская классификация, которая учитывает светимость звёзд. Иначе её называют МКК — по первым буквам фамилий учёных: Уильям Морган, Филипп Кинан и Эдит Келлман.
С учётом двух классификаций наше Солнце имеет спектральный класс G2V.
В заключение отметим, что ещё в начале ХХ века американский астроном Норрис Рассел и датский астроном Эйнар Герцшпрунг независимо друг от друга обнаружили существование зависимости между видом спектра и светимостью звёзд. Они задались вопросом: «Что будет, если выстроить звёзды в одну систему координат, где их положение по вертикальной оси зависело бы от их светимости (или абсолютной звёздной величины), а по вертикальной — от температуры (спектрального класса)?»
Если бы звезды распределились по системе равномерно, никакого открытия не было бы. Но любое отклонение от порядка показало бы закономерность в устройстве светил, объясняющую многие загадки. Так и случилось. Если светимость звезды будет расти по Y снизу вверх, а температура по оси Х — справа налево, то звезды делятся на чётко выраженные группы — последовательности.
Посередине, с верхнего левого в нижний правый угол, тянется так называемая Главная последовательность — ряд обычных, карликовых звёзд, составляющих около 90 % от всех звёзд во Вселенной. Здесь же располагается и наше Солнце.
В верхнем правом углу собрались звёзды, которые очень яркие, но температура их фотосферы достаточно низкая — на это указывает их красный цвет. Они образуют последовательность красных гигантов.
В верхней части диаграммы располагается последовательность сверхгигантов. Это звёзды с очень высокой светимостью, низкой плотностью, в десятки и сотни раз большими диаметрами, чем у Солнца.
Под главной последовательностью расположены горячие звёзды со слабой светимостью. Это последовательность белых карликов. Их размеры сравнимы с размерами Земли, а массы близки к массе Солнца.
Полученная диаграмма называется диаграммой «спектр — светимость» или диаграммой Герцшпрунга — Рассела.
Наш вам совет: держите в голове эту диаграмму. Она не сложная для понимания, но имеет огромное значение в эволюции звёзд.
Закон Стефана — Больцмана
Сначала мы измеряем полный поток света, исходящего от звезды. Объединив эти факторы, ученые оценивают светимость. А с помощью интерферометров можно определить радиус звезды. В конце концов, температура измеряется путем включения всех этих членов в формулу Стефана — Больцмана. Ограничивающим фактором здесь является сложность измерения радиусов самых больших или ближайших звезд. Таким образом, измерения существуют только для нескольких гигантов и нескольких десятков ближайших звезд главной последовательности. Однако они действуют как фундаментальные калибраторы, с которыми астрофизики сравнивают и калибруют другие методы.
Спектры, цвет и температура звёзд. Диагр. «спектр — светимость»
15.10.2019.
Тест. Астрономия, 11 класс
Будьте внимательны! У Вас есть 10 минут на прохождение теста. Система оценивания – 5 балльная. Разбалловка теста – 3,4,5 баллов, в зависимости от сложности вопроса. Порядок заданий и вариантов ответов в тесте случайный. С допущенными ошибками и верными ответами можно будет ознакомиться после прохождения теста. Удачи!
Цвет и температура звезд
Температуру звезды можно определить при помощи законов излучения черного тела (см. § 6). Самый простой метод измерения температуры звезды заключается в определении ее цвета. Правда, невооруженным глазом можно определить только цвет ярких звезд, так как чувствительность нашего глаза к восприятию цветов при слабом освещении очень мала. Цвет слабых звезд можно определить при помощи бинокля или телескопа, которые собирают больше света, поэтому в окуляре телескопа звезды кажутся нам более яркими.
За температурой звезды разделили на 7 спектральных классов (рис. 13.3), которые обозначили буквами латинского алфавита: О, В, A, F, G, К, М (английская пословица: «Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me» — «будь хорошей девушкой, поцелуй меня»)/
Рис. 13.3. Цвета звезд определяют 7 основных спектральных классов. Самые горячие звезды голубого цвета относятся к спектральному классу О, холодные красные звезды — к спектральному классу М. Солнце имеет температуру фотосферы +5780 К, желтый цвет и относится к спектральному классу G
Самую высокую температуру на поверхности имеют голубые звезды спектрального класса О, которые излучают больше энергии в синей части спектра (рис. 13.4). Каждый спектральный класс делится на 10 подклассов: АО, А1..А9.
Рис. 13.4. Интенсивность излучения космических тел с разной температурой. Горячие звезды излучают больше энергии в синей части спектра, холодные звезды — в красной. Планеты излучают энергию преимущественно в инфракрасной части спектра
Обычно в спектре каждой звезды есть темные линии поглощения, которые образуются в разреженной атмосфере звезды и в атмосфере Земли и показывают химический состав этих атмосфер. Оказалось, что все звезды имеют почти одинаковый химический состав, так как основные химические элементы во Вселенной — водород и гелий, а основное отличие различных спектральных классов обусловлено температурой звездных фотосфер.
Для определения радиуса звезды нельзя использовать геометрический метод, потому что звезды находятся настолько далеко от Земли, что даже в большие телескопы еще до недавнего времени невозможно было измерить их угловые размеры — все звезды имеют вид одинаковых светлых точек. Для определения радиуса звезды астрономы используют закон Стефана-Больцмана:
где Q — энергия, излучаемая единицей поверхности звезды за ециницу времени; σ — постоянная Стефана-Больцмана; Т — абсолютная температура поверхности звезды.
Радиус звезды можно определить, измеряя ее светимость и температуру поверхности
Мощность, которую излучает звезда с радиусом R, определяется площадью ее поверхности, то есть:
С другой стороны, такое же соотношение мы можем записать для энергии, которую излучает Солнце:
где — L светимость звезды в единицах светимости Солнца.
Оказалось, что существуют звезды, которые имеют радиус в сотни раз больший радиуса Солнца, и звезды, имеющие радиус меньший, чем радиус Земли (рис. 13.5).
Рис. 13.5. Радиусы некоторых звезд по сравнению с Солнцем
Список вопросов теста
Важнейшие различия спектров звёзд заключаются:
Варианты ответов
Определите температуру звезды, если в её спектре максимум интенсивности излучения приходится на длину волны равную 230 нм. Ответ округлите до целого числа и запишите только число без единиц измерения. Например, 5
Вопрос 4
Укажите истинность утверждений.
Вопрос 5
Укажите известные вам спектральные классификации звёзд.
Вопрос 6
На представленном рисунке укажите номер звезды спектрального класса М. В ответе укажите только число. Отсчёт начинайте слева.
Вопрос 8
Укажите спектральный класс Солнца.
Вопрос 9
На диаграмме “спектр-светимость” посередине, с верхнего левого в нижний правый угол, тянется
Вопрос 10
Диаграмма “спектр-светимость” отражает