Тема: Определение основных характеристик звёзд.

М = т + 5 - 5lg D               М = т + 5 + 5lg p.                                                             Рис 2

Пример:звезда α-Центавра Проксима имеет т =+11,1; p = 0,75" → lg0,75 = -0,125;

М = 11,1+5+5(-0,125) = +15,5^m

Светимостью называется полная энергия, излучаемая звездой в единицу времени. Светимость Солнца L⁰ = 4·10²⁶Вт, или L⁰ = 1(условно). Зная абсолютную звёздную величину звезды М, можно вычислить её светимость L, считая светимость Солнца L₀ = 1, получаем L = 2,512^5-М или lg L = 0,4(5 -M).

Пример:М = + 15,5^m; L_{Проксима =} 2,512^(5-15,5) = 0,000063 L = 000063·4·10²⁶Вт = 2,5·10²²Вт

3. Спектральные классы звёзд. Температура звёзд.

Температуру наружных слоёв звезды, от которых приходит излучение, определяют по распределению энергии в спектре, а также по интенсивности различных спектральных линий. Длина волны, на которую приходится максимум излучения, зависит от температуры излучающего тела.

оказалось, эта температура для разных типов звёзд заключена в пределах от 2500 до 50000 К. Изменение температуры меняет состояние атомов и молекул в атмосферах звёзд, что отражается в их спектрах. По ряду характерных особенностей спектров звёзды разделены на спектральные классы, которые обозначаются латинскими буквами и расположены в порядке убывания температуры: O, B, F, F, G, K, M.

У наиболее холодных звёзд класса М в спектрах наблюдаются линии поглощения некоторых двухатомных молекул (например, оксидов титана, циркония и углерода). Примерами таких звёзд, температура которых около 3000 К являются Антарес и Бетельгейзе.

В спектрах жёлтых звёзд класса G с температурой около 6000 К, к которым относится и Солнце, преобладают линии металлов: железа, натрия, кальция и т.д. По температуре, спектру и цвету сходна с Солнцем звезда Капелла.

Для спектров белых звёзд класса А, которые имеют температуру около 10000 К (Вега, Денеб и Сириус), наиболее характерны линии водорода и множество слабых линий ионизированных металлов. В спектрах наиболее горячих звёзд появляются линии нейтрального и ионизированного гелия.

Внутри класса звёзды делятся на подклассы от 0 (самые горячие) до 9 (самые холодные). Солнце имеет спектральный класс G2 и эквивалентную температуру фотосферы 5780 К. Пример:звездаα-Центавра Проксима - спектральный класс М5, температуру 2670 К.

Различия звёздных спектров объясняются отнюдь не различием их химического состава, а различием температуры и других физических условий в атмосфере звёзд. Излучение спектров звёзд показывает, что преобладают в составе звёздных атмосфер (и звёзд в целом) водород и гелий. На долю остальных химических элементов приходится не более нескольких процентов.

Измерение положения спектральных линий позволяет определить скорость движения звезды. При удалении звезды длина волны излучения увеличивается, а линия смещается в красную часть спектра. Если звезда к нам приближается, то смещение линий происходит к сине-фиолетовому краю спектра (эффект Доплера).

1. Диаграмма «Спектр-светимость» Герцшпрунга-Рассела

Данные о светимости и спектрах звёзд в начале ХХ века были сопоставлены двумя астрономами - ЭйнаромГерцшпрунгом (Голландия) и Генри Расселом (США) - и представлены в виде диаграммы, которая получила их имена. По горизонтали отложены спектральные классы (температура) звёзд, а по вертикали - их светимости (абсолютные звёздные величины). Каждой звезде будет соответствовать определённая точка на этой диаграмме. В результате обнаруживается определённая закономерность в расположении звёзд на диаграмме - они на заполняют всё её поле, а образуют несколько групп, названных последовательностями. Наиболее многочисленной (примерно 90% всех звёзд) оказалась главная последовательность, к числу звёзд которой принадлежит и наше Солнце (его положение на диаграмме отмечено кружочком) Звёзды этой последовательности отличаются друг от друга по светимости и температуре, и взаимосвязь этих характеристик соблюдается весьма строго: саму высокую светимость имеют наиболее горячие звёзды, а по мере уменьшения температуры светимость падает. Красные звёзды малой светимости получили название красных карликов. Вместе с тем на диаграмме существуют и другие последовательности, где подобная закономерность на соблюдается. Особенно заметно это среди более холодных (красных)звёзд: помимо звёзд, принадлежащих главной последовательности и имеющих малую светимость, на диаграмме представлены звёзды высокой светимости, которая практически на меняется при изменении температуры. Такие звёзды принадлежат двум последовательностям - гиганты и сверхгиганты, получившим эти названия вследствие светимости, которая значительно превосходит светимость Солнца. Особое место на диаграмме имеют горячие звёзды малой светимости - белые карлики. 

Лишь к концу ХХ века, когда объём знаний о физических процессах, происходящих в звёздах, существенно увеличился и стали понятными пути их эволюции, удалось найти теоретическое обоснование тем эмпирическим закономерностям, которые отражает - диаграмма «спектр светимость». Пример:звездаα-Центавра Проксима - абсолютная звёздная величина М - +11,1, температура 2670 К. По диаграмме «спектр светимость» это красный карлик (показать на диаграмме).

1. Строение звёзд.

В общем случае у звезды, находящейся на главной последовательности, можно выделить три внутренние зоны: ядро, конвективную зону и зону переноса лучистой энергии. Расположение лучистой зоны и конвекционной в звёздах разной массы показано на рисунке.

Ядро - это центральная область звезды, в которой идут ядерные реакции.

Конвективная зона - зона, в которой перенос энергии происходит за счёт конвекции. Для звёзд с массой менее 0,5 М_ʘ она занимает всё пространство от поверхности ядра до поверхности фотосферы. Для звёзд с массой, сравнимой с солнечной, конвективная часть находится на самом верху, над лучистой зоной. А для массивных звёзд она находится внутри, под лучистой зоной.

Лучистая зона - зона, в которой перенос энергии происходит за счёт излучения фотонов. Для массивных звёзд эта зона расположена между ядром и конвективной зоной, у маломассивных звёзд она отсутствует, а у звёзд больше массы Солнца находится у поверхности.

На более поздних стадиях добавляются дополнительные слои, в которых идут ядерные реакции с элементами, отличными от водорода. И чем больше масса звезды, тем больше этих слоёв. У звёзд массой на 1-2 порядка превышающей М_ʘ таких слоёв может быть 6, где в верхнем, первом слое, всё ещё горит водород, а в нижнем идут реакции превращения углерода в более тяжелые элементы, плоть до железа. В таком случае в недрах звезды расположено инертное , а плане ядерных реакций, железное ядро.

Над поверхностью звезды находится атмосфера, как правило, состоящая из трёх слоёв: фотосферы, хромосферы и короны. Фотосфера - самая глубинная часть атмосферы, в её нижних слоях формируется непрерывный спектр. Пример:звездаα-Центавра Проксима массой М = 0,123 М_ʘ. Строение звезды - конвективная зона занимает всё пространство от поверхности ядра до поверхности фотосферы.

1. Эволюция звёзд.

Звезда начинает свою жизнь как холодное разряженное облако межзвёздного газа, сжимающееся под действием собственного тяготения. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура газовой глобулы возрастает. Когда температура в ядре достигает нескольких миллионов Кельвинов, начинаются реакции нуклеосинтеза, и сжатие прекращается. В таком состоянии звезда пребывает большую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга-Рассела, пока не закончатся запасы топлива в её ядре. Когда в центре звезды весь водород превратится в гелий, термоядерное горение водорода продолжается на периферии гелиевого ядра.

В этот период структура звезды начинает меняться. Её светимость растёт, внешние слои расширяются, а температура поверхности снижается - звезда становится красным гигантом, которые образуют ветвь на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. На этой ветви звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности. Когда накопленная масса гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься; если звезда достаточно массивна, возрастающая при этом температура может вызвать дальнейшее термоядерное превращение гелия в более тяжелые элементы (гелий - углерод, углерод - кислород, кислород - кремний и наконец кремний в железо).

Изучение звёздной эволюции невозможно наблюдением лишь за обной звездой - многие изменения в звёздах протекают слишком медленно, чтобы быть замеченными даже по прошествии многих веков. Поэтому учёные изучают множество звёзд, каждая из которых находится на определённой стадии жизненного цикла. За последние несколько десятилетий широкое распространение в астрофизике получило моделирование структуры звёзд с использованием вычислительной техники.

Задания для самостоятельной работы: По исходной таблице характеристик звезд выполните задания.

I. Определение расстояний до звёзд.

1. Определить расстояние до звезды в парсеках (пк) по годичному параллаксу, используя формулу D = 1/p"(пк)

2. Используя связь между единицами измерения, вычислите это расстояние в световых годах (св.г.) и астрономических единицах (а.е.):

3. Как надо понимать ответ, выраженный в световых годах?

II. Абсолютная звёздная величина. светимость звезды.

1.    Определить абсолютную звёздную величину, используя формулы:

М = т + 5 - 5lg D или М = т + 5 + 5lg p

2.    Вычислите светимость звезды: L = 2,512^5-М или lg L = 0,4(5 -M).

III. Спектральные классы звёзд. Температура звёзд.

По спектральному классу звезды, используя таблицу классификации звёзд, определить её температуру:

IV. Диаграмма «Спектр-светимость» Герцшпрунга-Рассела

Зная М (абсолютную звёздную величину) и температуру (Т) звезды, указать её место на диаграмме:

V. Строение звёзд.

Зная массу звезды опишите её строение: