Vērtības. Pēc vispārējas vienošanās šīs skalas ir izvēlētas tā, lai baltajai zvaigznei, tāpat kā Sīriusam, abos mērogos būtu vienāds lielums. Atšķirību starp fotogrāfisko un fotovizuālo daudzumu sauc par dotās zvaigznes krāsu indeksu. Tādām zilām zvaigznēm kā Rigels šis skaitlis būs negatīvs, jo šādas zvaigznes uz parastas plāksnes rada lielāku melnumu nekā uz dzeltenīgi jutīgas.
Sarkanajām zvaigznēm, piemēram, Betelgeuse, krāsu indekss sasniedz + 2-3 magnitūdas. Šis krāsas mērījums ir arī zvaigznes virsmas temperatūras mērījums, jo zilās zvaigznes ir daudz karstākas nekā sarkanās.
Tā kā krāsu indeksus var iegūt diezgan viegli pat ļoti vājām zvaigznēm, tiem ir liela nozīme, pētot zvaigžņu izplatību kosmosā.
Instrumenti ir vieni no vissvarīgākajiem zvaigžņu izpētes instrumentiem. Pat virspusēji aplūkojot zvaigžņu spektrus, atklājas, ka tie nav vienādi. Balmera ūdeņraža līnijas dažos spektros ir spēcīgas, dažos vājas un dažos vispār nav.
Drīz vien kļuva skaidrs, ka zvaigžņu spektrus var iedalīt nelielā skaitā klašu, kas pamazām pāriet viena otrā. Pašreizējais spektrālā klasifikācija tika izstrādāts Hārvardas observatorijā E. Pikeringa vadībā.
Sākumā spektrālos veidus apzīmēja ar latīņu burtiem in alfabētiska secība, bet klasifikācijas precizēšanas procesā secīgām klasēm tika izveidoti šādi apzīmējumi: O, B, A, F, G, K, M. Turklāt dažas neparastas zvaigznes tiek apvienoti R, N un S klasēs, un atsevišķas personas, kuras vispār neietilpst šajā klasifikācijā, tiek apzīmētas ar simbolu PEC (savdabīgs - īpašs).
Interesanti atzīmēt, ka zvaigžņu izvietojums pa klasēm ir arī izkārtojums pēc krāsas.
- B klases zvaigznes, pie kurām pieder Rigels un daudzas citas zvaigznes Orionā, ir zilas;
- O un A klases - balts (Sirius, Deneb);
- F un G klases - dzeltenas (Procyon, Capella);
- K un M klases - oranža un sarkana (Arcturus, Aldebaran, Antares, Betelgeuse).
Sakārtojot spektrus tādā pašā secībā, redzam, kā emisijas intensitātes maksimums pāriet no violetā uz sarkano spektra galu. Tas norāda uz temperatūras pazemināšanos, pārejot no O klases uz M klasi. Zvaigznes vietu virknē vairāk nosaka tās virsmas temperatūra, nevis ķīmiskais sastāvs. Ir vispāratzīts, ka lielākajai daļai zvaigžņu ķīmiskais sastāvs ir vienāds, taču dažādas virsmas temperatūras un spiedieni rada lielas atšķirības zvaigžņu spektros.
Zilas O klases zvaigznes ir karstākie. To virsmas temperatūra sasniedz 100 000°C. To spektri ir viegli atpazīstami pēc dažu raksturīgu spilgtu līniju klātbūtnes vai pēc fona izplatīšanās tālu ultravioletajā reģionā.
Tie tiek tieši ievēroti B klases zilās zvaigznes, ir arī ļoti karsti (virsmas temperatūra 25 000°C). To spektros ir hēlija un ūdeņraža līnijas. Pirmie vājina, bet otrie nostiprinās pārejā uz A klase.
AT F un G klases(tipiska G klases zvaigzne ir mūsu Saule) pakāpeniski palielinās kalcija un citu metālu, piemēram, dzelzs un magnija, līnijas.
AT K klase kalcija līnijas ir ļoti spēcīgas, un parādās arī molekulārās joslas.
M klase ietver sarkanas zvaigznes ar virsmas temperatūru zem 3000°C; to spektros ir redzamas titāna oksīda joslas.
R, N un S klases pieder pie vēsu zvaigžņu paralēlās filiāles, kuru spektri satur citus molekulāros komponentus.
Zinātājam gan ir ļoti liela atšķirība starp "aukstajām" un "karstajām" B klases zvaigznēm. Precīzā klasifikācijas sistēmā katra klase tiek iedalīta vēl vairākās apakšklasēs. Karstākās B klases zvaigznes ir apakšklase VO, zvaigznes ar vidējo temperatūru šai klasei - k apakšklase B5, aukstākās zvaigznes - uz apakšklase B9. Zvaigznes atrodas tieši aiz tām. AO apakšklase.
Zvaigžņu spektru izpēte izrādās ļoti noderīga, jo tā ļauj aptuveni klasificēt zvaigznes pēc to absolūtā lieluma. Piemēram, VZ zvaigzne ir milzis ar absolūto magnitūdu aptuveni -2,5. Tomēr ir iespējams, ka zvaigzne būs desmit reizes spožāka (absolūtā vērtība - 5,0) vai desmit reizes vājāka (absolūtā vērtība 0,0), jo nav iespējams sniegt precīzāku novērtējumu tikai pēc spektra veida.
Veidojot zvaigžņu spektru klasifikāciju, ir ļoti svarīgi mēģināt atdalīt milžus no punduriem katrā spektrālajā klasē vai, ja šāda dalījuma nav, no parastās milzu virknes izdalīt zvaigznes, kurām ir pārāk augsts vai pārāk zems spilgtums. .
"Balts," jūs pārliecinoši atbildat. Patiešām, ja paskatās uz nakts debesīm, jūs varat redzēt daudzas baltas zvaigznes. Bet vai tas nozīmē, ka citas krāsas zvaigznes neeksistē? Varbūt mēs tos vienkārši nepamanām?Zvaigznes ir milzīgas karstas gāzes aglomerācijas. Tie sastāv galvenokārt no divu veidu gāzēm – ūdeņraža un hēlija. Ūdeņraža un hēlija saplūšanas rezultātā notiek enerģijas izdalīšanās, kuras dēļ zvaigznes ir tik spožas un karstas, un, iespējams, tāpēc tās mums šķiet baltas. Kas par viņu pašu slavenā zvaigzne- ? Mums tas vairs nešķiet tik balts un drīzāk izskatās pēc dzeltenas. Un ir sarkanas, brūnas, zilas zvaigznes.
Lai saprastu, kāpēc zvaigznēm ir dažādas krāsas, ir jāizseko visam zvaigznes dzīves ceļam no tās parādīšanās brīža līdz pilnīgai izzušanai.
 |
| Naidžela Hova fotogrāfija |
Tagad jūs saprotat, ka katra zvaigzne iziet dažādus savas attīstības ceļus un pastāvīgi maina savu izmēru, krāsu, spilgtumu, temperatūru. Tāpēc ir tik daudz zvaigžņu šķirņu. Mazākās zvaigznes ir sarkanas. Vidējas zvaigznes ir dzeltenā krāsā, piemēram, mūsu Saule. Lielākas zvaigznes ir zilas, tās ir visvairāk spožas zvaigznes. Brūnajiem punduriem ir ļoti maz enerģijas un tie nespēj kompensēt starojuma rezultātā zaudēto enerģiju. Baltie punduri ir pakāpeniski atdziestošas zvaigznes, kas drīz kļūst neredzamas un kļūst tumšas.
Mūsu vienīgā zvaigzne Saules sistēma, Saule, pieder pie "dzelteno punduru" tipa. Ziemeļzvaigzne, kas norāda ceļu jūrniekiem, ir zils supermilzis. Proxima Centauri, Saulei tuvākā zvaigzne, ir sarkanais punduris. Lielākā daļa Visuma zvaigžņu ir arī sarkanie punduri. Un mēs redzam visas zvaigznes kā baltas, kāpēc? Izrādās, ka iemesls tam ir zvaigžņu blāvums un mūsu redzējums. Tas nav pietiekami ass, lai uztvertu šādu zvaigžņu dažādās krāsas. Bet krāsa visvairāk spožas zvaigznes mēs joprojām varam atšķirt.
Tagad jūs zināt, ka zvaigznes ir ne tikai baltas, un jūs varat viegli tikt galā ar uzdevumu.
Vingrinājums:
- Uzzīmējiet debesis, kas pilnas ar krāsainām zvaigznēm. Tieši tādas debesis mēs redzētu, ja mums būtu asāks redzējums.
Zvaigznes ir vieni no karstākajiem objektiem Visumā. Tas bija mūsu Saules siltums, kas to padarīja iespējamu uz Zemes. Bet iemesls tik spēcīgai zvaigžņu karsēšanai ilgu laiku cilvēkiem palika nezināms.
Tajā slēpjas zvaigznes augstās temperatūras noslēpuma atslēga. Tas attiecas ne tikai uz gaismekļa sastāvu - tiešā nozīmē viss zvaigznes mirdzums nāk no iekšpuses. - šī ir zvaigznes karstā sirds, kurā notiek kodolsintēzes reakcija, visspēcīgākā no kodolreakcijām. Šis process ir enerģijas avots visam gaismeklim - siltums no centra paceļas uz āru un pēc tam kosmosā.
Tāpēc zvaigznes temperatūra ļoti atšķiras atkarībā no mērījuma vietas. Piemēram, temperatūra mūsu kodola centrā sasniedz 15 miljonus grādu pēc Celsija – un jau uz virsmas, fotosfērā, siltums nokrītas līdz 5 tūkstošiem grādu.
Kāpēc zvaigznes temperatūra ir tik atšķirīga?
Ūdeņraža atomu primārā savienība ir pirmais solis kodolsintēzes procesā
Patiešām, atšķirības zvaigznes kodola un tās virsmas apsildē ir pārsteidzošas. Ja visa Saules kodola enerģija būtu vienmērīgi sadalīta pa visu zvaigzni, mūsu zvaigznes virsmas temperatūra būtu vairāki miljoni grādu pēc Celsija! Ne mazāk pārsteidzošas temperatūras atšķirības starp dažādu spektrālo tipu zvaigznēm.
Lieta tāda, ka zvaigznes temperatūru nosaka divi galvenie faktori: kodola līmenis un izstarojošās virsmas laukums. Apsvērsim tos sīkāk.
Enerģijas emisija no kodola
Lai gan kodols uzsilst līdz 15 miljoniem grādu, ne visa šī enerģija tiek pārnesta uz blakus esošajiem slāņiem. Tiek izstarots tikai siltums, kas tika saņemts no kodoltermiskās reakcijas. Enerģija, neskatoties uz savu spēku, paliek kodolā. Attiecīgi zvaigznes augšējo slāņu temperatūru nosaka tikai kodolā notiekošo kodolreakciju stiprums.
Atšķirības šeit var būt kvalitatīvas un kvantitatīvas. Ja kodols ir pietiekami liels, tajā “sadegs” vairāk ūdeņraža. Tādā veidā enerģiju saņem jaunas un nobriedušas Saules izmēra zvaigznes, kā arī zilie milži un supergiganti. Masīvas zvaigznes, piemēram, sarkanie milži, kodolkrāsnī tērē ne tikai ūdeņradi, bet arī hēliju vai pat oglekli un skābekli.
Kodolsintēzes procesi ar smago elementu kodoliem nodrošina daudz vairāk enerģijas. Kodolsintēzes reakcijā enerģiju iegūst no savienojošo atomu liekās masas. Laikā, kas norisinās Saules iekšienē, 6 ūdeņraža kodoli ar atomu masa 1 tiek apvienoti vienā hēlija kodolā ar masu 4 - rupji runājot, 2 papildu ūdeņraža kodoli tiek pārvērsti enerģijā. Un, kad ogleklis “sadedzina”, saduras kodoli, kuru masa jau ir 12 - attiecīgi enerģijas izlaide ir daudz lielāka.
Izstarojošās virsmas laukums
Tomēr zvaigznes ne tikai rada enerģiju, bet arī tērē to. Tāpēc, jo vairāk enerģijas zvaigzne izdala, jo zemāka ir tās temperatūra. Un izdalītās enerģijas daudzums galvenokārt nosaka izstarotās virsmas laukumu.
Šī noteikuma patiesumu var pārbaudīt pat ikdienā – veļa ātrāk izžūst, ja to pakar platāk virvē. Un zvaigznes virsma paplašina tās kodolu. Jo blīvāks tas ir, jo augstāka ir tā temperatūra - un, sasniedzot noteiktu joslu, ūdeņradis tiek aizdedzināts no kvēlspuldzes ārpus zvaigznes kodola.
Skaidrā naktī, ja paskatās uzmanīgi, debesīs var redzēt neskaitāmas daudzkrāsainas zvaigznes. Vai esat kādreiz domājuši, kas nosaka to mirgošanas nokrāsu un kādas ir debesu ķermeņu krāsas?
Zvaigznes krāsu nosaka tās virsmas temperatūra.. Gaismekļu izkliedei, tāpat kā dārgakmeņiem, ir bezgala dažādas nokrāsas, kā mākslinieka burvju palete. Jo karstāks objekts, jo augstāka ir starojuma enerģija no tā virsmas, kas nozīmē, jo īsāks ir izstaroto viļņu garums.
Pat neliela viļņa garuma atšķirība maina cilvēka acs uztverto krāsu. Garākajiem viļņiem ir sarkana nokrāsa, palielinoties temperatūrai, tas mainās uz oranžu, dzeltenu, pārvēršas baltā krāsā un pēc tam kļūst balti zils.
Gaismekļu gāzes apvalks pilda ideāla emitētāja funkcijas. Zvaigznes krāsu var izmantot, lai aprēķinātu tās vecumu un virsmas temperatūru. Protams, toni nosaka nevis “ar aci”, bet gan ar speciāla instrumenta – spektrogrāfa – palīdzību.
Zvaigžņu spektra izpēte ir mūsu laika astrofizikas pamats. Debesu ķermeņu krāsas visbiežāk ir vienīgā mums pieejamā informācija par tiem.
zilas zvaigznes
Zilās zvaigznes ir visvairāk liels un karsts. To ārējo slāņu temperatūra ir vidēji 10 000 kelvinu, un atsevišķiem zvaigžņu milžiem tā var sasniegt 40 000 kelvinu.
Šajā diapazonā izstaro jaunas zvaigznes, kas tikai sāk savu "dzīves ceļojumu". Piemēram, Rigels, viens no diviem galvenajiem Oriona zvaigznāja gaismekļiem, zilgani balts.
dzeltenas zvaigznes
Mūsu planētu sistēmas centrs - Sv- kuras virsmas temperatūra pārsniedz 6000 kelvinus. No kosmosa tas un līdzīgi gaismekļi izskatās žilbinoši balti, lai gan no Zemes tie šķiet diezgan dzelteni. Zelta zvaigznes ir pusmūža vecumā.
No citiem mums zināmajiem gaismekļiem ir arī balta zvaigzne Siriuss, lai gan pēc acs ir diezgan grūti noteikt tā krāsu. Tas ir tāpēc, ka tas ieņem zemu pozīciju virs horizonta, un ceļā uz mums tā starojums ir stipri izkropļots daudzkārtējas refrakcijas dēļ. Vidējos platuma grādos Sirius, bieži mirgojot, spēj demonstrēt visu krāsu spektru tikai pussekundē!
sarkanas zvaigznes
Tumši sarkanā nokrāsā ir zemas temperatūras zvaigznes, piemēram, sarkanie punduri, kuru masa ir mazāka par 7,5% no Saules svara. To temperatūra ir zemāka par 3500 kelviniem, un, lai gan to mirdzums ir bagātīgs daudzu krāsu un toņu pārplūdums, mēs to redzam kā sarkanu.
Arī milzu gaismekļi, kuru ūdeņraža degviela ir beigusies, izskatās sarkani vai pat brūni. Kopumā veco un atdziestošo zvaigžņu emisija ir šajā spektra diapazonā.
Ar izteiktu sarkanu nokrāsu ir otrā no galvenajām Oriona zvaigznāja zvaigznēm, Betelgeuse, un nedaudz pa labi un virs tā atrodas debesu kartē Aldebarans, kas ir oranžā krāsā.
Vecākā pastāvošā sarkanā zvaigzne - HE 1523-0901 no Svaru zvaigznāja - otrās paaudzes milzu gaismeklis, kas atrasts mūsu galaktikas nomalē 7500 gaismas gadu attālumā no Saules. Tās iespējamais vecums ir aptuveni 13,2 miljardi gadu, kas nav daudz mazāks par aplēsto Visuma vecumu.
Kādā krāsā ir zvaigznes
Zvaigžņu krāsas. Zvaigznēm ir dažādas krāsas. Arcturus ir dzeltenīgi oranžs nokrāsa, Rigel ir balti zils, Antares ir spilgti sarkans. Dominējošā krāsa zvaigznes spektrā ir atkarīga no tās virsmas temperatūras. Zvaigznes gāzes apvalks uzvedas gandrīz kā ideāls radiators (absolūti melns ķermenis) un pilnībā pakļaujas M. Planka (1858–1947), J. Stefana (1835–1893) un V. Vīna (1864–1928) klasiskajiem radiācijas likumiem. ), kas attiecas uz ķermeņa temperatūru un tā starojuma raksturu. Planka likums apraksta enerģijas sadalījumu ķermeņa spektrā. Viņš norāda, ka, palielinoties temperatūrai, kopējā starojuma plūsma palielinās, un spektra maksimums novirzās uz īsiem viļņiem. Viļņa garumu (centimetros), kas veido maksimālo starojumu, nosaka Vīna likums: l max = 0,29/ T. Tieši šis likums izskaidro Antares sarkano krāsu ( T= 3500 K) un Rigela zilganā krāsa ( T= 18000 K). Stefana likums nosaka kopējo starojuma plūsmu visos viļņu garumos (vatos uz kvadrātmetru): E = 5,67" 10 –8 T 4 .
Zvaigžņu spektri. Zvaigžņu spektru izpēte ir mūsdienu astrofizikas pamats. Spektru var izmantot, lai noteiktu gāzes ķīmisko sastāvu, temperatūru, spiedienu un ātrumu zvaigznes atmosfērā. Līniju Doplera nobīde tiek izmantota, lai mērītu pašas zvaigznes ātrumu, piemēram, pa orbītu binārā sistēmā.
Lielākajai daļai zvaigžņu spektros ir redzamas absorbcijas līnijas; šauras spraugas nepārtrauktā starojuma sadalījumā. Tos sauc arī par Fraunhofera vai absorbcijas līnijām. Tie veidojas spektrā, jo starojums no zvaigznes atmosfēras karstajiem apakšējiem slāņiem, ejot cauri vēsākiem augšējiem slāņiem, tiek absorbēts noteiktos viļņu garumos, kas raksturīgi atsevišķiem atomiem un molekulām.
Zvaigžņu absorbcijas spektri ir ļoti dažādi; tomēr līniju intensitāte jebkura ķīmiskais elements ne vienmēr atspoguļo tā patieso daudzumu zvaigznes atmosfērā: daudz lielākā mērā spektra forma ir atkarīga no zvaigznes virsmas temperatūras. Piemēram, dzelzs atomi ir atrodami vairuma zvaigžņu atmosfērā. Tomēr neitrālās dzelzs līnijas karsto zvaigžņu spektros nav, jo visi dzelzs atomi ir jonizēti. Ūdeņradis ir visu zvaigžņu galvenā sastāvdaļa. Bet ūdeņraža optiskās līnijas nav redzamas auksto zvaigžņu spektros, kur tas ir nepietiekami ierosināts, un ļoti karstu zvaigžņu spektros, kur tas ir pilnībā jonizēts. Bet mēreni karstu zvaigžņu spektros ar virsmas temperatūru apm. Pie 10 000 K visspēcīgākās absorbcijas līnijas ir Balmer sērijas ūdeņraža līnijas, kas veidojas atomu pārejā no otrā enerģijas līmeņa.
Gāzes spiediens zvaigznes atmosfērā arī zināmā mērā ietekmē spektru. Tajā pašā temperatūrā jonizēto atomu līnijas ir spēcīgākas zema spiediena atmosfērā, jo tur šie atomi mazāk uztver elektronus un tāpēc dzīvo ilgāk. Atmosfēras spiediens ir cieši saistīts ar noteikta spektrālā tipa zvaigznes izmēru un masu, un līdz ar to arī spožumu. Nosakot spiedienu no spektra, ir iespējams aprēķināt zvaigznes spožumu un, salīdzinot to ar redzamo spilgtumu, noteikt "attāluma moduli" ( M- m) un lineārais attālums līdz zvaigznei. Šo ļoti noderīgo metodi sauc par spektrālo paralakses metodi.
Krāsu indekss. Zvaigznes spektrs un tās temperatūra ir cieši saistīti ar krāsu indeksu, t.i. ar zvaigznes spilgtuma attiecību spektra dzeltenajā un zilajā diapazonā. Planka likums, kas apraksta enerģijas sadalījumu spektrā, dod izteiksmi krāsu indeksam: C.I. = 7200/ T- 0,64. Aukstajām zvaigznēm ir augstāks krāsu indekss nekā karstajām, t.i. vēsas zvaigznes ir salīdzinoši gaišākas dzeltenā nekā zilā krāsā. Karstas (zilas) zvaigznes izskatās spilgtākas uz parastajām fotoplatēm, savukārt vēsās zvaigznes šķiet spilgtākas acīm un īpašas fotoemulsijas, kas ir jutīgas pret dzeltenajiem stariem.
Spektrālā klasifikācija. Visus dažādus zvaigžņu spektrus var ievietot loģiskā sistēmā. Hārvardas spektrālā klasifikācija pirmo reizi tika ieviesta Henrija Drapera zvaigžņu spektru katalogs, kas sagatavots E. Pikeringa (1846–1919) vadībā. Pirmkārt, spektri tika sakārtoti pēc līniju intensitātes un marķēti ar burtiem alfabētiskā secībā. Bet vēlāk attīstījās fizikālā teorija spektri ļāva mums sakārtot tos temperatūras secībā. Burtu apzīmējums Spektri netika mainīti, un tagad galveno spektra tipu secība no karstām līdz aukstām zvaigznēm ir šāda: O B A F G K M. Papildu klases R, N un S apzīmē spektrus, kas ir līdzīgi K un M, bet ar atšķirīgu ķīmisko sastāvu. Starp abām klasēm tiek ieviestas apakšklases, kas apzīmētas ar cipariem no 0 līdz 9. Piemēram, A5 tipa spektrs atrodas vidū starp A0 un F0. Papildu burti dažreiz apzīmē zvaigžņu iezīmes: "d" - punduris, "D" - baltais punduris, “p” – savdabīgs (neparasts) spektrs.
Visprecīzākā spektrālā klasifikācija ir V. Morgana un F. Kīnana Jerkes observatorijā izveidotā MK sistēma. Šī ir divdimensiju sistēma, kurā spektri ir sakārtoti gan pēc temperatūras, gan pēc zvaigžņu spilgtuma. Tās nepārtrauktība ar viendimensionālo Hārvardas klasifikāciju ir tāda, ka temperatūras secību izsaka ar tiem pašiem burtiem un cipariem (A3, K5, G2 utt.). Bet tiek ieviestas papildu spožuma klases, kas apzīmētas ar romiešu cipariem: attiecīgi Ia, Ib, II, III, IV, V un VI, kas norāda uz spožos supergigantus, supergigantus, gaišos milžus, parastos milžus, subgigantus, pundurus (galvenās kārtas zvaigznes) un apakšpundurus. . Piemēram, apzīmējums G2 V apzīmē tādu zvaigzni kā Saule, savukārt apzīmējums G2 III norāda, ka tas ir parasts milzis, kura temperatūra ir aptuveni tāda pati kā Saulei.
|
HARVARDA SPEKTRĀLĀ KLASIFIKĀCIJA |
||
|
Spektrālā klase |
Efektīvā temperatūra, K |
Krāsa |
|
26000–35000 |
Zils |
|
|
12000–25000 |
balts-zils |
|
|
8000–11000 |
Balts |
|
|
6200–7900 |
dzeltens balts |
|
|
5000–6100 |
Dzeltens |
|
|
3500–4900 |
apelsīns |
|
|
2600–3400 |
sarkans |
|