Vertybės. Bendru susitarimu šios svarstyklės parenkamos taip, kad Baltoji žvaigždė, kaip ir Sirius, abiejose skalėse turėjo tą pačią vertę. Skirtumas tarp fotografinio ir fotovizualinio dydžių vadinamas tam tikros žvaigždės spalvų indeksu. Tokioms mėlynoms žvaigždėms kaip Rigel šis skaičius bus neigiamas, nes tokios žvaigždės įprastoje plokštelėje labiau pajuoduoja nei ant geltonai jautrios.
Raudonųjų žvaigždžių, tokių kaip Betelgeuse, spalvų indeksas siekia + 2–3 dydžius. Šis spalvos matavimas taip pat yra žvaigždės paviršiaus temperatūros matavimas, o mėlynos žvaigždės yra daug karštesnės nei raudonos.
Kadangi spalvų indeksus gana nesunkiai galima gauti net ir labai silpnoms žvaigždėms, jie turi didelę reikšmę tiriant žvaigždžių pasiskirstymą erdvėje.
Instrumentai yra viena iš svarbiausių žvaigždžių tyrimo priemonių. Netgi paviršutiniškiausias žvilgsnis į žvaigždžių spektrus atskleidžia, kad jie ne visi vienodi. Balmerio vandenilio linijos yra stiprios kai kuriuose spektruose, silpnos kai kuriuose, o kai kuriose jų visai nėra.
Netrukus paaiškėjo, kad žvaigždžių spektrus galima suskirstyti į nedidelį skaičių klasių, palaipsniui pereinančių viena į kitą. Dabartinis spektrinė klasifikacija buvo sukurtas Harvardo observatorijoje, vadovaujant E. Pickeringui.
Iš pradžių spektriniai tipai buvo žymimi lotyniškomis raidėmis in abėcėlės tvarka, tačiau tobulinant klasifikaciją buvo nustatyti tokie pavadinimai viena po kitos einančioms klasėms: O, B, A, F, G, K, M. Be to, keletas neįprastos žvaigždės yra sujungiami į R, N ir S klases, o pavieniai asmenys, kurie visai netelpa į šią klasifikaciją, žymimi simboliu PEC (saviški - specialūs).
Įdomu pastebėti, kad žvaigždžių išdėstymas pagal klasę taip pat yra išdėstymas pagal spalvą.
- B klasės žvaigždės, kurioms priklauso Rigelis ir daugelis kitų Oriono žvaigždžių, yra mėlynos spalvos;
- O ir A klasės - baltos spalvos (Sirius, Deneb);
- F ir G klasės - geltonos spalvos (Procyon, Capella);
- K ir M klasės - oranžinė ir raudona (Arcturus, Aldebaran, Antares, Betelgeuse).
Išdėstę spektrus ta pačia tvarka, matome, kaip spinduliuotės intensyvumo maksimumas pasislenka iš violetinės į raudoną spektro galą. Tai rodo temperatūros mažėjimą pereinant iš O klasės į M klasę. Žvaigždės vietą sekoje labiau lemia jos paviršiaus temperatūra, o ne cheminė sudėtis. Visuotinai pripažįstama, kad daugumos žvaigždžių cheminė sudėtis yra tokia pati, tačiau skirtingos paviršiaus temperatūros ir slėgiai lemia didelius žvaigždžių spektrų skirtumus.
Mėlynos O klasės žvaigždės yra karščiausi. Jų paviršiaus temperatūra siekia 100 000°C. Jų spektrai lengvai atpažįstami pagal kai kurias būdingas ryškias linijas arba pagal fono sklidimą toli į ultravioletinę sritį.
Jie yra tiesiogiai sekami B klasės mėlynos žvaigždės, taip pat labai karšti (paviršiaus temperatūra 25 000°C). Jų spektruose yra helio ir vandenilio linijos. Pirmieji susilpnėja, o antrieji stiprėja pereinant prie A klasė.
AT F ir G klasės(tipiška G klasės žvaigždė yra mūsų Saulė) kalcio ir kitų metalų, tokių kaip geležis ir magnis, linijos palaipsniui didėja.
AT K klasė kalcio linijos yra labai stiprios, taip pat atsiranda molekulinių juostų.
M klasė apima raudonas žvaigždes, kurių paviršiaus temperatūra žemesnė nei 3000°C; jų spektruose matomos titano oksido juostos.
R, N ir S klasės priklauso lygiagrečiai šaltų žvaigždžių šakai, kurių spektruose yra kitų molekulinių komponentų.
Tačiau žinovui yra labai didelis skirtumas tarp „šaltų“ ir „karštų“ klasės B. Tikslioje klasifikavimo sistemoje kiekviena klasė yra suskirstyta į dar kelis poklasius. Karščiausios B klasės žvaigždės VO poklasis, žvaigždės, kurių vidutinė temperatūra šioje klasėje - k B5 poklasis, šalčiausios žvaigždės – į B9 poklasis. Žvaigždės yra tiesiai už jų. AO poklasis.
Žvaigždžių spektrų tyrimas pasirodo labai naudingas, nes tai leidžia apytiksliai klasifikuoti žvaigždes pagal absoliučiuosius jų dydžius. Pavyzdžiui, VZ žvaigždė yra milžinas, kurio absoliutus dydis yra maždaug -2,5. Tačiau gali būti, kad žvaigždė bus dešimt kartų šviesesnė (absoliuti vertė – 5,0) arba dešimt kartų blankesnė (absoliuti reikšmė 0,0), nes vien pagal spektrinį tipą neįmanoma pateikti tikslesnio įvertinimo.
Sudarant žvaigždžių spektrų klasifikaciją, labai svarbu kiekvienoje spektrinėje klasėje pabandyti atskirti milžinus nuo nykštukų arba, jei tokio skirstymo nėra, iš įprastos milžinų sekos išskirti per didelį arba per mažą šviesumą turinčias žvaigždes. .
- Balta, - atsakote užtikrintai. Iš tiesų, jei pažvelgsite į naktinį dangų, galite pamatyti daug baltų žvaigždžių. Bet ar tai reiškia, kad kitos spalvos žvaigždės neegzistuoja? Gal mes jų tiesiog nepastebime?Žvaigždės yra milžiniškos karštų dujų sankaupos. Jas daugiausia sudaro dviejų tipų dujos – vandenilis ir helis. Dėl vandenilio ir helio sintezės atsiranda energijos išsiskyrimas, dėl kurio žvaigždės yra tokios ryškios ir karštos ir tikriausiai todėl mums atrodo baltos. O kaip ji pati garsioji žvaigždė- ? Mums jis nebeatrodo toks baltas, o labiau panašus į geltoną. Ir yra raudonos, rudos, mėlynos žvaigždės.
Norint suprasti, kodėl žvaigždės būna skirtingų spalvų, būtina atsekti visą žvaigždės gyvenimo kelią nuo jos pasirodymo iki visiško išnykimo.
 |
| Nigelo Howe'o nuotrauka |
Dabar jūs suprantate, kad kiekviena žvaigždė eina skirtingais savo vystymosi keliais ir nuolat keičia savo dydį, spalvą, ryškumą, temperatūrą. Vadinasi, yra tiek daug įvairių žvaigždžių. Mažiausios žvaigždės yra raudonos. Vidutinės žvaigždės yra geltonos spalvos, tokios kaip mūsų Saulė. Didesnės žvaigždės yra mėlynos, jų yra daugiausia ryškios žvaigždės. Rudosios nykštukės turi labai mažai energijos ir negali kompensuoti spinduliuotės prarastos energijos. Baltosios nykštukės yra palaipsniui vėstančios žvaigždės, kurios greitai tampa nematomos ir tamsios.
Mūsų vienintelė žvaigždė saulės sistema, Saulė, priklauso „geltonųjų nykštukų“ tipui. Šiaurinė žvaigždė, nurodanti kelią jūreiviams, yra mėlynas supermilžinas. Proxima Centauri, arčiausiai Saulės esanti žvaigždė, yra raudonoji nykštukė. Dauguma visatos žvaigždžių taip pat yra raudonosios nykštukės. Ir mes matome visas žvaigždes baltas, kodėl? Pasirodo, to priežastis – žvaigždžių blankumas ir mūsų regėjimas. Jis nėra pakankamai aštrus, kad pagautų skirtingas tokių žvaigždžių spalvas. Bet spalva labiausiai ryškios žvaigždės dar galime atpažinti.
Dabar žinote, kad žvaigždės yra ne tik baltos, ir jūs galite lengvai susidoroti su užduotimi.
Pratimas:
- Nupieškite dangų, pilną spalvingų žvaigždžių. Būtent tokį dangų pamatytume, jei turėtume ryškesnį regėjimą.
Žvaigždės yra vieni karščiausių objektų visatoje. Tai buvo mūsų Saulės šiluma, kuri leido tai padaryti Žemėje. Tačiau tokio stipraus žvaigždžių kaitimo priežastis ilgą laiką žmonėms liko nežinoma.
Jame slypi žvaigždės aukštos temperatūros paslapties raktas. Tai reiškia ne tik šviestuvo sudėtį – tiesiogine prasme visas žvaigždės švytėjimas kyla iš vidaus. – tai karšta žvaigždės širdis, kurioje vyksta termobranduolinės sintezės reakcija, galingiausia iš branduolinių reakcijų. Šis procesas yra energijos šaltinis visam šviestuvui – šiluma iš centro kyla į išorę, o paskui į kosmosą.
Todėl žvaigždės temperatūra labai skiriasi priklausomai nuo matavimo vietos. Pavyzdžiui, temperatūra mūsų šerdies centre siekia 15 milijonų laipsnių Celsijaus – ir jau paviršiuje, fotosferoje, šiluma nukrenta iki 5 tūkstančių laipsnių.
Kodėl žvaigždės temperatūra taip skiriasi?
Pirminė vandenilio atomų sąjunga yra pirmasis žingsnis branduolių sintezės procese
Iš tiesų stebina žvaigždės šerdies ir jos paviršiaus įkaitimo skirtumai. Jei visa Saulės šerdies energija būtų tolygiai paskirstyta visoje žvaigždėje, mūsų žvaigždės paviršiaus temperatūra būtų keli milijonai laipsnių Celsijaus! Ne mažiau ryškūs temperatūrų skirtumai tarp skirtingų spektrinių klasių žvaigždžių.
Reikalas tas, kad žvaigždės temperatūrą lemia du pagrindiniai veiksniai: šerdies lygis ir spinduliuojančio paviršiaus plotas. Panagrinėkime juos išsamiau.
Energijos išmetimas iš branduolio
Nors šerdis įkaista iki 15 milijonų laipsnių, ne visa ši energija perduodama kaimyniniams sluoksniams. Išspinduliuojama tik šiluma, gauta iš termobranduolinės reakcijos. Energija, nepaisant savo galios, išlieka šerdyje. Atitinkamai, viršutinių žvaigždės sluoksnių temperatūrą lemia tik šerdyje vykstančių termobranduolinių reakcijų stiprumas.
Skirtumai čia gali būti kokybiniai ir kiekybiniai. Jei šerdis yra pakankamai didelė, joje „sudegs“ daugiau vandenilio. Tokiu būdu energijos gauna jaunos ir subrendusios Saulės dydžio žvaigždės, taip pat mėlynieji milžinai ir supergigantai. Masyvios žvaigždės, tokios kaip raudonieji milžinai, branduolinėje „krosnyje“ praleidžia ne tik vandenilį, bet ir helią ar net anglį ir deguonį.
Lydymosi procesai su sunkiųjų elementų branduoliais suteikia daug daugiau energijos. Termobranduolinės sintezės reakcijoje energija gaunama iš jungiančių atomų masės pertekliaus. Per tą laiką, kuris vyksta Saulės viduje, 6 vandenilio branduoliai su atominė masė 1 yra sujungti į vieną helio branduolį, kurio masė yra 4 - grubiai tariant, 2 papildomi vandenilio branduoliai paverčiami energija. O kai anglis „dega“, susiduria branduoliai, kurių masė jau yra 12 - atitinkamai energijos išeiga yra daug didesnė.
Spinduliavimo paviršiaus plotas
Tačiau žvaigždės ne tik generuoja energiją, bet ir ją išleidžia. Todėl kuo daugiau energijos išskiria žvaigždė, tuo žemesnė jos temperatūra. O išskiriamos energijos kiekis pirmiausia lemia spinduliuojamo paviršiaus plotą.
Šios taisyklės teisingumą galima patikrinti ir kasdienybėje – linas greičiau išdžiūsta, jei yra pakabintas plačiau ant virvės. O žvaigždės paviršius išplečia jos šerdį. Kuo jis tankesnis, tuo aukštesnė jo temperatūra – ir pasiekus tam tikrą strypą, vandenilis užsidega nuo uždegimo už žvaigždės šerdies ribų.
Giedrą naktį gerai įsižiūrėjus danguje galima pamatyti begalę įvairiaspalvių žvaigždžių. Ar kada susimąstėte, kas lemia jų mirgėjimo atspalvį ir kokios yra dangaus kūnų spalvos?
Žvaigždės spalvą lemia jos paviršiaus temperatūra.. Šviesulių sklaida, kaip brangakmeniai, turi be galo skirtingus atspalvius, tarsi stebuklinga menininko paletė. Kuo objektas karštesnis, tuo didesnė jo paviršiaus spinduliuotės energija, o tai reiškia, kad skleidžiamų bangų ilgis trumpesnis.
Net nedidelis bangos ilgio skirtumas keičia žmogaus akies suvokiamą spalvą. Ilgiausios bangos turi raudoną atspalvį, kylant temperatūrai pasikeičia į oranžinę, geltoną, virsta balta, o vėliau tampa baltai mėlyna.
Šviestuvų dujų gaubtas atlieka idealaus emiterio funkcijas. Pagal žvaigždės spalvą galima apskaičiuoti jos amžių ir paviršiaus temperatūrą. Žinoma, atspalvis nustatomas ne „iš akies“, o naudojant specialų įrankį - spektrografą.
Žvaigždžių spektro tyrimas yra mūsų laikų astrofizikos pagrindas. Dangaus kūnų spalvos dažniausiai yra vienintelė mums prieinama informacija apie juos.
mėlynos žvaigždės
Mėlynos žvaigždės yra labiausiai didelis ir karštas. Jų išorinių sluoksnių temperatūra yra vidutiniškai 10 000 kelvinų, o atskirų žvaigždžių milžinų atveju ji gali siekti 40 000 kelvinų.
Šiame diapazone spinduliuoja naujos žvaigždės, tik pradedančios savo „gyvenimo kelionę“. Pavyzdžiui, Rigel, vienas iš dviejų pagrindinių Oriono žvaigždyno šviesulių, melsvai baltas.
geltonos žvaigždės
Mūsų planetų sistemos centras - Saulė- kurio paviršiaus temperatūra viršija 6000 kelvinų. Iš kosmoso jis ir panašūs šviesuliai atrodo akinančiai balti, nors iš Žemės atrodo gana geltoni. Auksinės žvaigždės yra vidutinio amžiaus.
Iš kitų mums žinomų šviesulių taip pat yra balta žvaigždė Sirijus, nors iš akies nustatyti jo spalvą gana sunku. Taip yra todėl, kad jis užima žemą padėtį virš horizonto, o pakeliui į mus jo spinduliavimas stipriai iškreipiamas dėl daugkartinės lūžio. Vidutinėse platumose dažnai mirgantis Siriusas sugeba pademonstruoti visą spalvų spektrą vos per pusę sekundės!
raudonos žvaigždės
Tamsiai rausvai atspalviai turi žemos temperatūros žvaigždes Pavyzdžiui, raudonosios nykštukės, kurių masė yra mažesnė nei 7,5% Saulės svorio. Jų temperatūra yra žemesnė nei 3500 kelvinų, ir nors jų švytėjimas yra gausus daugybės spalvų ir atspalvių perpildymas, mes matome jį kaip raudoną.
Raudonai ar net rudai atrodo ir milžiniški šviestuvai, kurių vandenilio kuras baigėsi. Apskritai, senų ir vėstančių žvaigždžių emisija yra šiame spektro diapazone.
Ryškus raudonas atspalvis turi antrąją iš pagrindinių Oriono žvaigždyno žvaigždžių, Betelgeuse, o šiek tiek į dešinę ir virš jo yra dangaus žemėlapyje Aldebaranas, kuris yra oranžinės spalvos.
Seniausia egzistuojanti raudona žvaigždė - HE 1523-0901 iš Svarstyklių žvaigždyno – milžiniškas antros kartos šviesulys, rastas mūsų galaktikos pakraštyje 7500 šviesmečių atstumu nuo Saulės. Galimas jo amžius yra apie 13,2 milijardo metų, o tai nėra daug mažiau nei numatomas Visatos amžius.
Kokios spalvos yra žvaigždės
Žvaigždžių spalvos.Žvaigždės turi įvairių spalvų. Arcturus turi geltonai oranžinį atspalvį, Rigel yra baltai mėlynas, Antares yra ryškiai raudonas. Žvaigždės spektre dominuojanti spalva priklauso nuo jos paviršiaus temperatūros. Žvaigždės dujų gaubtas elgiasi beveik kaip idealus radiatorius (absoliučiai juodas kūnas) ir visiškai paklūsta klasikiniams M. Plancko (1858–1947), J. Stefano (1835–1893) ir V. Wieno (1864–1928) radiacijos dėsniams. ), kurie susiję su kūno temperatūra ir jo spinduliavimo pobūdžiu. Planko dėsnis apibūdina energijos pasiskirstymą kūno spektre. Jis nurodo, kad kylant temperatūrai bendras spinduliuotės srautas didėja, o spektro maksimumas pasislenka trumpųjų bangų link. Bangos ilgis (centimetrais), kuris sudaro didžiausią spinduliuotę, nustatomas pagal Wien dėsnį: l maks. = 0,29/ T. Būtent šis dėsnis paaiškina raudoną Antareso spalvą ( T= 3500 K) ir Rigelio melsva spalva ( T= 18000 K). Stefano dėsnis nurodo bendrą spinduliavimo srautą visais bangos ilgiais (vatais kvadratiniam metrui): E = 5,67" 10 –8 T 4 .
Žvaigždžių spektrai.Žvaigždžių spektrų tyrimas yra šiuolaikinės astrofizikos pagrindas. Spektras gali būti naudojamas nustatant dujų cheminę sudėtį, temperatūrą, slėgį ir greitį žvaigždės atmosferoje. Doplerio linijų poslinkis naudojamas pačios žvaigždės greičiui matuoti, pavyzdžiui, išilgai orbitos dvejetainėje sistemoje.
Daugumos žvaigždžių spektruose matomos sugerties linijos; siauri tarpai nuolatiniame spinduliuotės pasiskirstyme. Jie taip pat vadinami Fraunhofer arba absorbcijos linijomis. Jie susidaro spektre, nes spinduliuotė iš karštų apatinių žvaigždės atmosferos sluoksnių, einanti per šaltesnius viršutinius sluoksnius, yra sugeriama tam tikruose bangos ilgiuose, būdinguose tam tikriems atomams ir molekulėms.
Žvaigždžių sugerties spektrai labai skiriasi; tačiau linijų intensyvumas bet cheminis elementas ne visada atspindi tikrąjį jo kiekį žvaigždės atmosferoje: daug labiau spektro forma priklauso nuo žvaigždės paviršiaus temperatūros. Pavyzdžiui, geležies atomai randami daugumos žvaigždžių atmosferoje. Tačiau karštų žvaigždžių spektruose neutralios geležies linijų nėra, nes visi ten esantys geležies atomai yra jonizuoti. Vandenilis yra pagrindinis visų žvaigždžių komponentas. Tačiau vandenilio optinės linijos nėra matomos šaltų žvaigždžių spektruose, kur jis yra nepakankamai sužadintas, ir labai karštų žvaigždžių spektruose, kur jis yra visiškai jonizuotas. Tačiau vidutiniškai karštų žvaigždžių, kurių paviršiaus temperatūra yra apytiksliai, spektruose. Esant 10 000 K, galingiausios sugerties linijos yra vandenilio serijos Balmer linijos, kurios susidaro vykstant atomų perėjimui iš antrojo energijos lygio.
Dujų slėgis žvaigždės atmosferoje taip pat turi tam tikrą poveikį spektrui. Esant tokiai pat temperatūrai, žemo slėgio atmosferoje jonizuotų atomų linijos yra stipresnės, nes ten šie atomai mažiau sugauna elektronus ir todėl gyvena ilgiau. Atmosferos slėgis yra glaudžiai susijęs su tam tikro spektrinio tipo žvaigždės dydžiu ir mase, taigi ir su šviesumu. Nustačius slėgį iš spektro, galima apskaičiuoti žvaigždės šviesumą ir, lyginant jį su matomu ryškumu, nustatyti „atstumo modulį“ ( M- m) ir tiesinį atstumą iki žvaigždės. Šis labai naudingas metodas vadinamas spektrinių paralaksų metodu.
Spalvų indeksas.Žvaigždės spektras ir jos temperatūra glaudžiai susiję su spalvos indeksu, t.y. su žvaigždės šviesumo santykiu geltonajame ir mėlyname spektro diapazonuose. Planko dėsnis, apibūdinantis energijos pasiskirstymą spektre, suteikia spalvų indekso išraišką: C.I. = 7200/ T- 0,64. Šaltos žvaigždės turi didesnį spalvų indeksą nei karštosios, t.y. vėsios žvaigždės yra santykinai ryškesnės geltonos nei mėlynos spalvos. Karštos (mėlynos) žvaigždės atrodo ryškesnės ant įprastų fotografinių plokštelių, o šaltos žvaigždės – ryškesnės akiai ir specialiose fotografijos emulsijose, kurios jautrios geltoniems spinduliams.
Spektrinė klasifikacija. Visą žvaigždžių spektrų įvairovę galima sudėti į loginę sistemą. Harvardo spektrinė klasifikacija pirmą kartą buvo įvesta m Henrio Draperio žvaigždžių spektrų katalogas, parengtas vadovaujant E. Pickeringui (1846–1919). Pirmiausia spektrai buvo surūšiuoti pagal linijų intensyvumą ir pažymėti raidėmis abėcėlės tvarka. Bet vėliau išsivystė fizinė teorija spektrai leido juos išdėstyti temperatūros seka. Raidžių žymėjimas Spektrai nebuvo pakeisti, o dabar pagrindinių spektro tipų tvarka nuo karštų iki šaltų žvaigždžių yra tokia: O B A F G K M. Papildomos klasės R, N ir S žymi spektrus, panašius į K ir M, bet kitokios cheminės sudėties. Tarp dviejų klasių įvedami poklasiai, žymimi skaičiais nuo 0 iki 9. Pavyzdžiui, A5 tipo spektras yra viduryje tarp A0 ir F0. Papildomos raidės kartais žymi žvaigždžių požymius: „d“ – nykštukas, „D“ – baltasis nykštukas, „p“ – savotiškas (neįprastas) spektras.
Tiksliausia spektrinė klasifikacija yra W. Morgan ir F. Keenan Yerkes observatorijoje sukurta MK sistema. Tai dvimatė sistema, kurioje spektrai yra išdėstyti ir pagal temperatūrą, ir pagal žvaigždžių šviesumą. Jos tęstinumas su vienmačiu Harvardo klasifikacija yra tas, kad temperatūros seka išreiškiama tomis pačiomis raidėmis ir skaičiais (A3, K5, G2 ir kt.). Tačiau įvedamos papildomos šviesumo klasės, pažymėtos romėniškais skaitmenimis: atitinkamai Ia, Ib, II, III, IV, V ir VI, nurodančios ryškius supermilžinus, supermilžinus, ryškius milžinus, normalius milžinus, submilžinus, nykštukus (pagrindinės sekos žvaigždes) ir žemaūgius. . Pavyzdžiui, žymėjimas G2 V reiškia tokią žvaigždę kaip Saulė, o žymėjimas G2 III rodo, kad tai yra įprastas milžinas, kurio temperatūra maždaug tokia pati kaip Saulės.
|
HARVARDO SPEKTRINĖ KLASIFIKACIJA |
||
|
Spektrinė klasė |
Efektyvi temperatūra, K |
Spalva |
|
26000–35000 |
Mėlyna |
|
|
12000–25000 |
balta-mėlyna |
|
|
8000–11000 |
Baltas |
|
|
6200–7900 |
geltona balta |
|
|
5000–6100 |
Geltona |
|
|
3500–4900 |
Oranžinė |
|
|
2600–3400 |
Raudona |
|