Звезды

СРОП

«Звезды»

1.      Шкала звездных величин

Логарифмическая шкала, используемая для сравнения освещенностей (потоков излучения) от различных объектов или определенных их частей.

За основание логарифма принято число 2.512..., десятичный логарифм которого в точности равен 0.4. Единицей ступени служит "1 звездная величина"; обозначается 1^m.

 Возрастание на 1^m соответствует уменьшению освещенности в 10^0.4=2.512... раз. Начало отсчета (нуль-пункт шкалы звездных величин) устанавливается по специально выбранным звездам, называемым стандартами.

2.      Определение расстояний до звезд

Для сравнительно близких звезд, удаленных на расстояние, не превышающие нескольких десятков парсек, расстояние определяется по параллаксу способом, известным уже двести лет. При этом измеряют ничтожно малые угловые смещения звезд при их наблюдении с разных точек земной орбиты, то есть в разное время года.

Параллаксы даже самых близких звезд меньше 1". С понятием параллакса связано название одной из основных единиц в астрономии – парсек. Парсек – это расстояние до воображаемой звезды, годичный параллакс которой равен 1":

где R – расстояние в парсеках, p – годичный параллакс в секундах.

1 парсек = 3,26 светового года = 206 265 астрономических единиц = 3,083•10¹⁵ м.

Метод параллакса является на данный момент наиболее точным способом определения расстояний до звезд, однако он не применим к звездам, отстоящим от нас на расстояние больше, чем 300 пк. Слишком малые смещения положения звезд надо измерять – меньше одной сотой доли секунды дуги!

Расстояние до звезды можно получить и другим путем, например, по наблюдениям периода цефеид.

Расстояние до звезд можно оценить методом спектрального параллакса. График зависимости отношения интенсивности определенных пар спектральных линий от абсолютной звездной величины звезд строится по интенсивности линий в спектрах тех звезд, расстояние до которых надежно определено. Поэтому по спектральным линиям можно оценить светимость звезды, а затем найти расстояние до нее.

3.      Абсолютная звездная величина

Абсолютная звёздная величина (M) определяется как видимая звёздная величина объекта, если бы он был расположен на расстоянии 10 парсек от наблюдателя. Абсолютная болометрическая звёздная величина Солнца +4,7.

Если известна видимая звёздная величина и расстояние до объекта, можно вычислить абсолютную звёздную величину по формуле:

где d₀ = 10 пк ≈ 32,616 световых лет

Соответственно, если известны видимая и абсолютная звёздные величины, можно вычислить расстояние по формуле

Абсолютная звёздная величина связана со светимостью следующим соотношением

где  и  — светимость и абсолютная звёздная величина Солнца.

Видимая звёздная величина — мера яркости небесного тела с точки зрения земного наблюдателя. Обычно используют величину, скорректированную до значения, которое она имела бы при отсутствии атмосферы. Чем ярче объект, тем меньше его звёздная величина.

4. Размеры звезд

Caмыe мaлeнькиe звeздныe нeбecныe тeлa – кpacныe кapлики. Oни дocтигaют пoлoвины coлнeчнoй мaccы, xoтя вcтpeчaютcя и c пoкaзaтeлeм в 7.5%. Этo минимaльнaя oтмeткa, пpи кoтopoй вoзмoжeн ядepный cинтeз в ядpe. Ecли жe мaccы нe xвaтaeт, тo пoлучaeм кopичнeвыe кapлики.

Ha нижнeй cxeмe мoжнo дeтaльнo paccмoтpeть cpaвнeниe paзмepoв плaнeт Coлнeчнoй cиcтeмы c Coлнцeм и дpугими кpупными звeздaми (Cиpиуc, Apктуp, Aльдeбapaн, Бeтeльгeйзe, Mю Цeфeя).

Cpeди кpacныx кapликoв cтoит вcпoмнить ближaйшeгo к нaм – Пpoкcимa Цeнтaвpa, дocтигaющий 12% coлнeчнoй мaccы и 14% eгo paзмepa (нeмнoгo кpупнee Юпитepa).

Ceгoдняшний диaмeтp Coлнцa cocтaвляeт 1.4 миллиoнa км. Ho в кoнцe cущecтвoвaния звeздa тpaнcфopмиpуeтcя в кpacнoгo гигaнтa и увeличитcя в З00 paз, пoглoщaя ближaйшиe плaнeты.

Eщe бoлee кpупнoй звeздoй выcтупaeт Pигeль (гoлубoй cвepxгигaнт), пpeвышaющий coлнeчную мaccу в 17 paз (пpoизвoдит в 66000 paз бoльшe энepгии) и в 62 paзa кpупнee.

Kaк нacчeт кpacнoгo cвepxгигaнтa Бeтeльгeйзe, кoтopый в 20 paз бoльшe coлнeчнoй мaccы и зaвepшaeт жизнeнный цикл. Ecть пpeдпoлoжeниe, чтo звeздa взopвeтcя кaк cвepxнoвaя в ближaйшую тыcячу лeт. Caмoй бoльшoй звeздoй cтaлa VY Бoльшoгo Пca. Kpacный cвepxгигaнт в 1800 paз пpeвышaeт paзмep Coлнцa. Ecли бы oнa вcтaлa нa пoзицию нaшeй звeзды в Coлнeчнoй cиcтeмe, тo лeгкo дocтиглa бы Caтуpнa.

5. Химический состав звезд

Масса Солнца— это 99,9 % веса нашей системы, остальное приходится на планеты, планетоиды и пр.

Наше светило — это водородно-гелиевый шар (в пропорции Н/Не 3: 1), на долю остальных элементов приходится менее 2 % веса. По мере убывания это: кислород, углерод, неон, азот, железо, магний, кремний всего 75 позиций. Количественно цифры менялись по мере совершенствования методик наблюдения и общего прогресса. Например, первые исследователи считали долю магния значительно меньшей из-за поглощения отдельных линий спектра атмосферой.

Первоначально считалось, что состав химических элементов в остальных звездах варьирует в незначительном диапазоне, и сильнее всего они проявляются у холодных светил. Но дальнейшие наблюдения опровергли эту гипотезу. Вселенная поддерживает соотношение основных веществ подобно Солнцу. Разница приходится на 2 % тяжелых элементов, от которых зависит судьба звезды, и на разных этапах ее развития эта пропорция меняется.

По мере старения светила происходят следующее изменения: по результатам термоядерных процессов слияния атомов водорода и трансформации их в гелий, доля последнего будет расти. По мере его накопления запустится реакция превращения его в бериллий, а далее в кислород и углерод. Соответственно все изменения химического состава звезд ведут к превращению легких фракций в тяжелые. Светила группы Солнца будут различаться по составу в зависимости от стадии развития.

Звезды, как разогретые термоядерной энергией водородно-гелиевые шары, согласно Гарвардской классификации разделены на семь групп. Астрономами отмечены следующие закономерности:

- в составе звезд класса O с температурой более тридцати тысяч градусов преобладают линии ионизированного гелия и водорода;

класс B (диапазон 11-30 тысяч градусов) — гелий и водород уже без ионизации;

класс A (от 7 до 11 тысяч градусов) – водород и гелий и ионы металлов;

класс F (от 6 до 7 тысяч) ионизированный кальций;

класс G (5 – 6 тысяч градусов) — кальций, металлы нейтральные по заряду;

класс K (от 3.5 до 5 тыс. градусов) — нейтральные металлы, свободные радикалы;

класс M (менее 3,5 тыс. градусов) — металлы, полосы молекул оксидов титана, циркония;

класс R (менее 3,5 тыс. градусов) — полосы соединений циана;

класс N (менее 3,5 тыс. градусов) — углерод.

Здесь тоже прослеживается закономерность усложнения состава в зависимости от возраста. Молодые горячие звезды однообразны по набору элементов, понижение температуры увеличивает их количество.

6. Разнообразие типов звезд

Существует много разных типов звезд, и их можно классифицировать по следующим характеристикам:

• Уровень тепла и света, даваемый звездой
• Долголетие
• Сила гравитации

Включены семь основных типов звезд: O, B, A, F, G, K и M, цвет которых варьируется от синего до красного.

Типы звезд по температуре и светимости

Существуют и другие типы звездных классификаций, такие как спектральная классификация Йеркса. Эта классификация была позже, чем Гарвардская, и имеет более конкретную модель, когда дело доходит до классификации звезд. Эта классификация учитывает звездную температуру и поверхностную гравитацию каждой звезды. Здесь мы находим девять типов звезд, а именно:

• 0 - гипергигант
• Ia - очень светящийся сверхгигант
• Ib - Сверхгигант меньшей светимости
• II - Светящийся гигант
• III - Гигант
• IV - Субгигант
• V - карликовые звезды главной последовательности
• VI - Субенана
• VII - Белый карлик

Типы звезд по свету и теплу

• Гипергигантские звезды: это те, которые имеют массу в 100 раз больше массы нашего Солнца. Некоторые из них приближались к теоретическому пределу массы, который составляет 120 М. 1 M - эквивалентная масса нашего Солнца. Этот уровень измерения используется для более точного сравнения размера и массы звезд.
• Звезды-сверхгиганты: Они имеют массу от 10 до 50 М и размеры, превышающие в 1000 раз наше Солнце. Хотя наше Солнце кажется огромным, оно из группы маленьких звезд.
• Гигантские звезды: они обычно имеют радиус от 10 до 100 раз больше солнечного.
• Субгигантские звезды: звезды этого типа образовались в результате слияния всего водорода в их ядрах. Они обычно намного ярче, чем карликовые звезды главной последовательности. Его блеск находился между карликовыми звездами и звездами-гигантами.
• Карликовые звезды: они являются частью основной последовательности. Эта последовательность охватывает большинство звезд во Вселенной. Солнце в форме нашей Солнечной системы - желтый карлик.
• Субкарликовые звезды: его светимость составляет от 1.5 до 2 звездных величин ниже главной последовательности, но с тем же спектральным классом.
• Белые карлики: Эти звезды - остатки других, у которых закончилось ядерное топливо. Этот тип звезд является самым многочисленным во всей Вселенной, наряду с красными карликами. Подсчитано, что 97% известных звезд пройдут через эту фазу. К раннему сроку у всех звезд заканчивается топливо, и они становятся белыми карликами.

 После некоторых исследований астрономы подсчитали, что общее количество звезд, найденных в известной вселенной это около 70.000 миллиардов звезд.

Скачано с www.znanio.ru