Классификация звезд

5.5. Классификация звезд

Звезды делятся по цвету, температуре и спектральному классу (спектру). А также по светимости (Е), звездной величине (“m” — видимой и “М” — истинной).

Спектральный класс. Мимолетный взгляд на звездное небо может дать неправильное впечатление, что все звезды одинакового цвета и яркости. В действительности цвет, светимость (блеск и яркость) у каждой звезды разные. Звезды, например, имеют следующие цвета: пурпурный, красный, оранжевый, зелено-желтый, зеленый, изумрудный, белый, голубой, фиолетовый, лиловый.

Цвет звезды зависит от ее температуры. По температуре звезды разделяются на спектральные классы (спектры), величина которых определяет ионизации газа атмосферы:

· красный — температура звезды около 600° (таких звезд на небе около 8%);

· алый — 1000°;

· розовый — 1500°;

· светло-оранжевый — 3000°;

· соломенно-желтый — 5000° (их около 33%);

· желтовато-белый* — 6000°;

· белый — 12000-15000° (их на небе около 58%);

· голубовато-белые — 25000°.

*В этом ряду наше Солнце (имеющее температуру 6000°) соответствует желтому цвету.

Самые горячие звезды – голубые, а самые холодные – инфракрасные. Больше всего на нашем небе белых звезд. Холодными являются и коричневые карлики (очень маленькие, объемом с Юпитер), но они больше по массе, чем Солнце в 10 раз.

По цвету звезды делятся на 10 классов в порядке убывания температуры: О, В, А, F, D, К, М; S, N, R. Звезды «О» — самые холодные, звезды «М» — горячие. Последние три класса (S, N, R), а также дополнительные спектральные классы С, WN, WС — принадлежат к редким переменным (вспыхивающим) звездам с отклонениями в химическом составе. Таких переменных звезд около 1%. Где О, В, А, F — ранние классы, а все остальные D, K, M, S, N, R — поздние классы. Кроме перечисленных 10 спектральных классов существуют еще три: Q — новые звезды; P — планетарные туманности; W — звезды типа Вольфа-Райе, которые делятся на углеродную и азотную последовательности. В свою очередь каждый спектральный класс делится на 10 подклассов от 0 до 9, где более горячая звезда обозначается (0), а холодная — (9). Например, А0, А1, А2, …, В9. Иногда дают более дробную классификацию (с десятыми долями), например: А2,6 или М3,8. Спектральную классификацию звезд записывают в следующем виде (5.2.):

S побочный ряд

O — B — A — F — D — K — M основная последовательность (5.2.)

R N побочный ряд

Двойные звезды иногда обозначаются двойными буквами, например, АЕ, FF, RN.

Основные спектральные классы (основная последовательность):

“О” (голубые) — обладают высокой температурой и непрерывной большой интенсивностью ультрафиолетового излучения, вследствие чего свет от этих звезд кажется голубым. Наиболее интенсивны линии ионизированного гелия и многократно ионизированных некоторых других элементов (углерода, кремния, азота, кислорода). Наиболее слабые линии нейтрального гелия и водорода;

“В” (голубовато-белые) — линии нейтрального гелия достигают наибольшей интенсивности. Хорошо видны линии водорода и линии некоторых ионизированных элементов;

“А” (белые) — линии водорода достигают наибольшей интенсивности. Хорошо видны линии ионизированного кальция, наблюдаются слабые линии других металлов;

“F” (слегка желтоватые) — линии водорода становятся слабее. Усиливаются линии ионизированных металлов (особенно кальция, железа, титана);

“D” (желтые) — водородные линии не выделяются среди многочисленных линий металлов. Очень интенсивны линии ионизированного кальция;

“К” (красноватый) — линии водорода не заметны среди очень интенсивных линий металлов. Фиолетовый конец непрерывного спектра заметно ослаблен, что свидетельствует о сильном уменьшении температуры по сравнению с ранними классами, такими, как О, В, А;

“М” (красные) — линии металлов ослаблены. Спектр пересечен полосами поглощения молекул окиси титана и других молекулярных соединений.

Предполагают, что источником энергии звезды является реакция ядерного синтеза. Чем мощнее эта реакция, тем больше светимость звезды.

По светимости звезды делятся на 7 классов:

· I (а, б) — сверхгиганты;

· II — яркие гиганты;

· III — гиганты;

· IV — субгиганты;

· V — главная последовательность;

· VI — субкарлики;

· VII — белые карлики.

Самая горячая звезда — это ядро планетарных туманностей.

Для указания класса светимости кроме приведенных обозначений применяются также следующие:

· с — сверхгиганты;

· д — гиганты;

· d — карлики;

· sd — субкарлики;

· w — белые карлики.

Наше Солнце относится к спектральному классу D2, а по светимости к группе V и общее обозначение Солнца имеет вид D2V.

Самая яркая сверхновая звезда вспыхнула весной 1006 года в южном созвездии Волка (согласно китайским летописям). В максимуме своего блеска она была ярче Луны в первой четверти и была видна невооруженным глазом в течение 2 лет.

Блеск или видимая яркость (освещенность, L) — это один из главных параметров звезды. В большинстве случаев радиус звезды (R) определяют теоретически, исходя из оценки ее светимости (L) во всем оптическом диапазоне и температуры (Т). Светимость звезды (L) прямо пропорциональна величинам Т и L (5.3.):

L = R ∙ T

Звездная величина. Светимость (отношение силы света звезды к силе солнечного света) зависит от расстояния звезды до Земли и измеряется звездной величиной.

Звездная величина — безразмерная физическая величина, характеризующая освещенность, создаваемую небесным объектом вблизи наблюдателя. Средний блеск звезд принят за (+1), что соответствует первой звездной величине. Звезда второй звездной величины (+2) в 2,512 раз слабее первой. Звезда (-1) величины в 2,512 раз ярче первой звездной величины. Иными словами, чем звездная величина источника положительно численно больше, тем источник слабее*. Все крупные звезды имеют отрицательную (-) звездную величину, а все мелкие – положительную (+).

По светимости звезды делятся на 2 звездные величины:

· “М” абсолютную (истинную);

· “m” относительную (видимую с Земли).

Относительная видимая звездная величина (m) — это видимый с Земли блеск звезды. Она не определяет действительную характеристику звезды. В этом виновато расстояние до объекта. В табл. 5.3., 5.4. и 5.5. представлены некоторые звезды и объекты земного неба по светимости от самых ярких (-) до слабых (+).

Самая большая звезда из известных — это R Золотой Рыбы (которое находится в южном полушарии неба). Она входит в состав соседней с нами звездной системы – Малого Магелланова Облака, расстояние до которого от нас в 12000 раз больше, чем до Сириуса. Это красный гигант, его радиус в 370 раз больше солнечного (что равно орбите Марса), но на нашем небе это звездочка видна всего лишь +8 звездной величиной. Она имеет угловой диаметр 57 угловых миллисекунд и находится от нас на расстоянии 61 парсек (пк). Если представить Солнце размером с волейбольный мяч, то звезда Антарес будет иметь диаметр 60 метров, Мира Киты – 66, Бетельгейзе – около 70.

Одна из самых маленьких звезд нашего неба — нейтронный пульсар PSR 1055-52. Его диаметр всего 20 км, но светит он сильно. Его видимая звездная величина +25.

Самая близкая к нам звезда — это Проксима Центавра (Кентавра), до нее 4,25 св. лет. Эта звезда +11-й звездной величины располагается на южном небе Земли.

5.6. Некоторые типы звезд

Квазары – это самые далекие космические тела и самые мощные источники видимого и инфракрасного излучения, наблюдаемые во Вселенной. Это видимые квазизвезды, имеющие необычный голубой цвет и являющиеся мощным источником радиоизлучения. Квазар в месяц излучает энергию, равную всей энергии Солнца. Размер квазара доходит до 200 а.е. Это самые удаленные и быстродвижущиеся объекты Вселенной. Открыты в начале 60-х годов 20 века. Их истинная светимость в сотни миллиардов раз больше светимости Солнца. Но эти звезды имеют переменную яркость. Самый яркий квазар ЗС-273 расположен в созвездии Девы, он имеет звездную величину +13m.

Белые карлики – самые маленькие, плотные, с малой светимостью звезды. Диаметр — примерно в 10 раз меньше солнечного.

Нейтронные звезды – звезды, в основном состоящие из нейтронов. Очень плотные, с огромной массой. Обладают различными магнитными полями, у них происходят частые вспышки различной мощности.

Магнитары– один из видов нейтронных звезд, звезды с быстрым вращением вокруг своей оси (около 10 сек.). 10% всех звезд являются магнитарами. Существует 2 вида магнитаров:

v пульсары – открыты в 1967 году. Это сверхплотные космические пульсирующие источники радио-, оптического, рентгеновского и ультрафиолетового излучения, достигающего поверхности Земли в виде периодически повторяющихся всплесков. Пульсирующий характер излучения объясняется быстрым вращением звезды и ее сильного магнитного поля. Все пульсары находятся от Земли на расстоянии от 100 до 25000 св. лет. Обычно рентгеновские звезды – это двойные звезды.

v ИМПГВ — источники с мягкими повторяющимися гамма всплесками. В нашей Галактике их открыто около 12 шт., это молодые объекты, они располагаются в плоскости Галактики и в Магеллановых облаках.

5.7. Орбиты звезд

Собственное движение звезд первым обнаружил английский астроном Э.Галлей. Он сравнил данные Гиппарха (3 век до н.э.) со своими данными (1718 год) по перемещению на небе трех звезд: Проциона, Арктура (созвездие Волопас) и Сириуса (созвездие Большой Пес). Движение нашей звезды Солнца в Галактике в 1742 году доказал Дж. Брадлей, а окончательно подтвердил в 1837 году финский ученый Ф.Аргеландер.

Орбиты звезд в Галактике. Движение звезд, как и планет, подчиняется определенным законам:

· они двигаются по эллипсу;

· их движение подчинено второму закону Кеплера (“прямая линия, соединяющая планету с Солнцем (радиус-вектор) описывает равные площади (S) в равные промежутки времени (Т)”.

Этот закон Кеплера можно условно назвать законом “единства времени и пространства”.

Подобную закономерность эллиптического движения подсистем вокруг центра своих систем мы также наблюдаем, рассматривая движение электрона в атоме вокруг своего ядра в модели атома Резерфорда-Бора.

Вращение звезд имеет следующие особенности:

вращение идет в спиральных рукавах Галактики в одном направлении;

· угловая скорость вращения убывает по мере удаления от центра Галактики. Однако это убывание несколько медленнее, чем, если бы вращение звезд вокруг центра Галактики происходило по закону Кеплера;

· линейная скорость вращение сначала возрастает по мере удаления от центра, а затем примерно на расстоянии Солнца она достигает наибольшего значения (около 250 км/с), после чего очень медленно убывает;

· старея, звезды перемещаются от внутреннего к внешнему краю рукава Галактики;

· Солнце и звезды в его окружении совершают полный оборот вокруг центра Галактики предположительно за 170-270 млн. лет (данные разных авторов) (что в среднем составляет около 220 млн. лет).

Белые карлики составляют 2,3-2,5% от всех звезд. Одиночные звезды только белые или желтые.

А двойные звезды встречаются всех цветов спектра.

Двойная система – система из двух звезд, обращающихся по орбитам вокруг общего центра масс. Физически двойная звезда – это две звезды, видимые на небе близко друг к другу и связанные силой тяготения. Большинство звезд двойные. Статистика говорит, что двойные звезды чаще состоят из холодного красного гиганта и горячего карлика. Расстояние между ними примерно равно 5 а.е. Оба объекта погружены в общую газовую оболочку, вещество для которой отдает красный гигант в виде звездного ветра и в результате пульсаций.

⇐ Предыдущая 1 2 3 456 7 Следующая ⇒