Классификация звезд

СРОП

Классификация звезд

1.     Основы спектральной классификации

Спектральная классификация звёзд - разделение звёзд на классы, установленные по различиям в их спектрах (в первую очередь по относительным интенсивностям спектральных линий).

 Спектральные классы имеют буквенные обозначения и располагаются в последовательности:

,

соответствующей убыванию температуры; ответвления выражают различия химического состава. Переходы между классами непрерывны, внутри классов вводятся десятичные подразделения, например В0, В1, В2, ..., В9, А0, ..., причём каждый последующий класс или его подразделение называется более поздним по отношению к предыдущему. 99% всех звёзд принадлежат к спектральным классам В — М.

2.     Диаграмма Герцшпрунга-Рассела

Основой для определения типа звезды и ее спектрального класса является диаграмма Герцшпрунга-Рассела:

Главная последовательность (ГП) - это последовательность звезд разной массы.

Самые большие по массе звезды - голубые гиганты - располагаются в верхней части ГП.

Самые маленькие по массе звезды - карлики - располагаются в нижней части ГП.

Параллельно ГП, но несколько ниже ее располагаются субкарлики. Они отличаются от звезд ГП меньшим содержанием металлов.

Благодаря огромной площади поверхности, гиганты излучают неизмеримо больше энергии, чем нормальные звезды вроде Солнца, несмотря на то, что температура их поверхности значительно ниже.

Напротив, размер нормальной красной звезды - карлика не превосходит одной десятой размера Солнца.

Чтобы найти спектральный класс звезды с известной температурой фотосферы, достаточно соотнести верхнюю горизонтальную ось (температур) с нижней (спектральные классы), а для поиска типа звезды известного радиуса или диаметра – воспользоваться наклонными прямыми с подписями «N солнечного диаметра», найти необходимую и посмотреть, какую или какие области эта прямая пересекает. Данные этой диаграммы сведены в удобную таблицу ниже:

С уменьшением радиуса звезды повышается и ее плотность, поэтому сверхгиганты можно считать наименее плотными и наиболее нестабильными звездами, а белые карлики – наиболее плотными и стабильными. Можно выделить общую последовательность типов звезд по увеличению плотности и жизненного цикла, который коррелирует с ней (нейтронные звезды и черные дыры приведены для справки):

Говоря о главной последовательности, можно выделить области неплотных гигантских звезд в левой верхней части, области звезд солнечного типа в середине и область карликовых плотных звезд в правом нижнем углу. Исходя из этого можно сделать вывод, что жизненный цикл звезд главной последовательности растет при переходе из левой части диаграммы в правую (от спектрального класса О к спектральному классу М).

3.     Спектральные классы звезд

Оказывается, звезды одинакогого спектрального класса могут иметь разные светимости.

В 1943 году В.В.Морганом и П.К.Кинанонм были введены следующие классы светимости:

 •сверхгиганты – I класс светимости;

•яркие гиганты – II класс светимости;

 •гиганты – III класс светимости;

•cубгиганты – IV класс светимости;

•звезды главной последовательности – V класс светимости;

•субкарлики – VI класс светимости;

•белые карлики – VII класс светимости.

•Класс светимости Моргана-Киннана (МК) принято указывать после спектрального класса звезды (G2V).

4.     Массы звезд

Масса — одна из самых важных и необычных характеристик звезды. Зная, как определить массу звезды, астрономы могут точно сказать о ее возрасте и дальнейшей судьбе. Более того, массивность определяет силу гравитационного сжатия светила — главного условия для того, чтобы ядро звезды «загорелось» в термоядерной реакции и начало излучать свет. Поэтому масса является проходным критерием в категорию звезд. Слишком легкие объекты, вроде коричневых карликов, не смогут толком светить — а слишком тяжелые переходят в категорию экстремальных объектов по типу квазаров.

Секрет массивности звезд кроется не в качестве, а в количестве. Наше Солнце, как и большинство звезд Главной последовательности, на 98% состоит из двух самых легких элементов в природе — водорода и гелия. Но при этом в нем собрано 98% массы всей Солнечной системы!

Как такие легкие вещества могут собраться вместе в громадные горящие шары? Для этого нужно свободное от крупных космических тел пространство, много материала и начальный толчок — чтобы первые килограммы гелия и водорода начали притягиваться друг к другу. В туманностях и молекулярных облаках, где рождаются звезды, водороду и гелию ничто не мешает скапливаться. Их собирается так много, что гравитация начинает насильно сталкивать ядра атомов водорода. Это начинает термоядерную реакцию, в ходе которой водород превращается в гелий.

Логично, что чем больше масса звезды, тем больше ее светимость. Ведь в массивной звезде водородного «топлива» для термоядерной реакции куда больше, а гравитационное сжатие, активирующее процесс — сильнее. Доказательством служит самая массивная звезда, R136a1— будучи больше Солнца по весу в 256 раз, она светит в 8,7 миллионов раз ярче нашей звезды.

Но у массивности есть и обратная сторона: из-за интенсивности процессов ядерного синтеза водород быстрее «сгорает» в термоядерных реакциях внутри звездного ядра. Поэтому массивные звезды живут совсем недолго в космических масштабах — несколько сотен, а то и десятков миллионов лет.

5.     Эволюционный смысл диаграммы

По диаграмме Герцшпрунца— Рассела можно проследить весь жизненный путь звезды:

•Сначала звезда главной последовательности (подобная Солнцу) конденсируется из газо-пылевого облака и уплотняется до создания давлений и температур, необходимых для разжигания первичной реакции термоядерного синтеза, и, соответственно появляется в основной последовательности диаграммы ГР.

•Пока звезда горит (запасы водорода не исчерпаны), она так и остается на своем месте в основной последовательности, практически не смещаясь.

• После того, как запасы водорода исчерпаны, звезда сначала перегревается и раздувается до размеров красного гиганта или сверхгиганта, отправляясь в правый верхний угол диаграммы, а затем остывает и сжимается до размеров белого карлика, оказываясь слева внизу.

Скачано с www.znanio.ru