У какого типа звезд наибольшая температура поверхности?

7 ответов на вопрос “У какого типа звезд наибольшая температура поверхности?”

  1. Shaktidal Ответить

    Сложная, но информативная, содержательная, полезная и важная тема статьи, с которой нам предстоит разобраться. Речь пойдёт о спектральной классификации звёзд.  Я объясню доступным языком, не вдаваясь в подробности написания формул, физических величин, как говорится «на пальцах». Давайте по-порядку.
    Для начала, что же такое спектр? Спектр — распределение энергии излучения по частоте или по длинам волн. Спектр излучения звёзд — непрерывный, на который накладываются яркие и тёмные линии.
    Видимое в спектроскопе представление оптического спектра
    Спектры звёзд удалось расположить в виде последовательности, вдоль которой линии одних химических элементов усиливаются, а других — постепенно ослабевают. Сходные между собой спектры объединяются в спектральные классы. Важно: звёзды, принадлежащие к различным спектральным классам, отличаются температурами.

    Гарвардская спектральная классификация

    Ещё в начале 20 века в Гарварде была придумана классификация, позднее она дополнялась, но главная идея осталась — спектральные типы обозначаются буквами латинского алфавита. Последовательность выглядит следующим образом:
    Q — P — W — O —B — A — F — G — K — M
    Первые три буквы (QPW) разберём чуть позже, а последовательность (OBAFGKM) запомните сразу. Сделать это легко, астрономы-учёные уже давно придумали мнемонические образы как на русском, так и на английском языках. В оригинале звучит так: Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me. В русском эквиваленте вариант такой: Один Бритый Англичанин Финики Жевал Как Морковь. И последний вариант, тоже русский, но для упрощённого детского восприятия (читается в обратном порядке): Морковь Кажется Жирафу Фруктом, А Бегемоту Овощем.
    Давайте чуть подробнее остановимся на каждом из классов звёзд.
    Спектральный класс звёзд (классификация Моргана-Кинана)

    Класс O

    Звёзды имеют очень высокую температуру (30-60 тысяч К), о чём свидетельствует большая интенсивность ультрафиолетовой области. Звёзды имеют ярко выраженный голубой оттенок. Больше всего тёмных спектральных линий в крайней левой фиолетового цвета части спектра (если смотреть на изображение спектра выше). Типичные звёзды этого класса — Дзета в созвездии Корма, Лямбда Ориона, Кси Персея.

    Класс B

    Температура поверхности звезды колеблется в диапазоне от 10 до 30 тысяч К. Имеют голубовато-белый цвет. Самый типичный представитель — звезда Спика (в созвездии Дева). Также Ригель и Эпсилон Ориона.

    Класс A

    Температура от 7500 до 10000 К. Белого цвета. Линии водорода достигают наибольшей интенсивности. Яркими представителями являются звёзды Вега и Сириус.

    Класс F

    Температура лежит в диапазоне 6000 — 7500 К. Происходит ослабление линий водорода и усиление линий ионизированных металлов: кальций, титан, железо. Цвет ярко-жёлтый. Знаменитые звёзды — Процион в созвездии Малый Пёс и Канопус в созвездии Киль.

    Класс G

    Температура на поверхности равна 5000 — 6000 К. Содержится большое количество ионизированного кальция. Цвет жёлтый. Звезда Солнце относится к этому классу.

    Класс K

    Температура уже не превышает 5 тысяч К и лежит в диапазоне от 3500 до 5000 К. Цвет светло-красный. К этому классу относятся звёзды Арктур в созвездии Волопас и Альдебаран в Тельце.

    Класс M

    Звёзды с минимальной температурой равной 2000 — 3500 К. На спектре линии металлов ослабевают. Цвет ярко-красный, иногда тёмно-оранжевый. К этому классу относится знаменитая звезда Бетельгейзе в созвездии Орион.

    Дополнительные классы Q, P, W

    Буквой Q обозначаются спектральные классы новых звёзд (молодых).
    Буквой P  — классы спектров планетарных туманностей.
    Буквой W обозначаются спектры звёзд типа Вольфа-Райе — очень горячие звёзды, температура превышает звёзды O класса и достигает 100 тысяч К.
    Для более детального разделения на классы были введены подклассы. Каждый класс, за исключением O, делится на 10 подклассов, которые обозначаются цифрами от 0 до 9 и ставятся после буквы основного класса. Спектральный класс O делится на меньшее количество подклассов: от 4 до 9,5. Наше Солнце с учётом подкласса имеет вид — G2 и температуру поверхности (фотосферы) равную 5780 К.
    Не запутались ещё? Тогда углубимся ещё.
    Если спектр звезды обладает дополнительными особенностями, к обозначению класса добавляются дополнительные символы (индексы). Если присутствуют эмиссионные линии, ставится буква е (B5e). Звезды-сверхгиганты часто  отличаются глубокими узкими линиями. Это отмечается буквой с (cF0). Интенсивность избранных линий поглощения даёт нам возможность судить о светимости звезды и определить, является ли она гигантом (перед спектральным классом ставится индекс ?) или карликом (индекс ?). Другие особенности в спектре звезды, нетипичные  для данного спектрального класса, отмечаются буквой р — пекулярные (А6р).
    Два последних индекса связаны с осевым вращением звезды, которое приводит к размытию и расширению спектральных линий: индекс n — диффузные линии, s — резкие линии.

    Йеркская спектральная классификация с учётом светимости

  2. Bladeseeker Ответить

    Объекты глубокого космоса > Звезды > Температура звезды
    Какая бывает температура звезды: определение значения на поверхности и в центре, связь цвета и нагрева от красных к синим звездам, влияние массы, классификация.
    Возможно, вы не знали, что цвет звезды напрямую зависит от температуры небесного тела. Еще более удивительно, что наиболее холодные – красные, а максимально раскаленные – синие. Но цвет играет роль индикатора, а вот на саму температуру влияет масса. Внимательно изучите нижнюю таблицу и отметьте зависимость цвета звезды от температуры.
    Зависимость цвета звезды от ее температуры
    Если брать наиболее распространенный вид звезд, то это красные карлики. Их обычная масса достигает 7.5% солнечной (50% – максимум). Из-за этого они расходуют водородный запас очень медленно. Например, красный карлик при массе в 10% от солнечной способен просуществовать 10 триллионов лет. Согласитесь, это приличное число по сравнению с солнечными 12 миллиардами. Поверхностная температура повышается до 3500 Кельвинов.
    Солнце – желтый карлик с поверхностной температурой 5800 Кельвинов. Из-за этого большая часть света высвобождается в желтом/белом свете. Пребывает в главной последовательности 4.5 миллиардов лет и пробудет в этой стадии еще примерно 7 миллиардов лет.
    График зависимости цвета звезды от температуры ее поверхности
    Максимально горячие звезды – синие. Их температурные показатели начинаются с отметки в 10000 К и могут достигать 40000 К. На поверхности накапливается такое огромное количество энергии, что их можно отнести к ультрафиолетовым звездам, чей свет не улавливается без использования техники. Выходит, что вы для определения температуры звезд можете использовать ее цвет, а затем уже ориентироваться по массе и прочим характеристикам.

  3. Kesho Ответить

    Одним из существенных моментов в понимании эволюции
    Вселенной является представление о распределении образующихся звезд по массам.
    Изучая наблюдаемое распределение звезд по массам и учитывая время жизни звезд
    различной массы, можно получить распределение звезд по массам в момент рождения.
    Установлено, что вероятность рождения звезды данной массы F(M),
    приближенно, обратно пропорциональна квадрату массы (функция Солпитера):
    F(M) ~ M-7/3.
    Однако это лишь общая закономерность. В некоторых
    областях наблюдается дефицит массивных звезд. В областях, где много молодых
    звезд, звезд малой массы меньше. Считается, что первые звезды были в основном
    яркими, массивными и короткоживущими.
    Функция масс должна обрываться на нижнем конце в районе
    масс ~ (0.1–0.025)M. Используя в качестве нижней оценки два
    значения масс M ~ 0.1M и 0.025M, можно получить относительную массу звезд,
    имеющих массы больше 5M:

    и долю массы
    звезд, имеющих массу меньше солнечной,


    Рождение звезды.
    Согласно современным представлениям образование звезд
    происходит из облака газа и пыли. Однородно распределенное вещество в
    пространстве неустойчиво и может собираться в сгустки под действием сил
    тяготения. Небольшие, случайно образовавшиеся сгустки плотности растут из-за
    гравитационной неустойчивости. Чтобы образовалась звезда, необходимо сжатие
    некоторой области газопылевого облака до такой стадии, пока она не станет
    достаточно плотной и горячей. В процессе такой концентрации вещества происходит
    увеличение температуры и давления. Возникают условия для появления звезды. По
    мере того, как происходит сжатие вещества, из которого образуется звезда,
    повышается её температура. Излучение и увеличивающаяся кинетическая энергия
    атомов и молекул газа и пыли создают давление, препятствующее сжатию
    газопылевого облака. Температура и давление максимальны в центре облака и
    минимальны на периферии. Средняя температура звезды возрастает тем быстрее, чем
    быстрее она излучает энергию и сжимается. Гравитационная энергия высвобождается
    со скоростью, которая не только восполняет потерю энергии с поверхности звезды,
    но и нагревает звезду.
    Теорема о вириале.
    Средняя кинетическая энергия материальной точки,
    совершающей пространственно ограниченное движение под действием сил притяжения,
    подчиняющихся закону обратных квадратов, равна половине её средней потенциальной
    энергии с обратным знаком.

    Движение материальной точки в поле
    центральных сил, описываемых потенциалом
    U(r) = C/r,
    где C ? константа. В нерелятивистском случае
    уравнение движения имеет вид:

    (3).
    Умножая обе части уравнения (1) скалярно на ,
    получаем:

    Усредняя по большому интервалу времени

    и учитывая, что
    , получаем:
    или

    (4)
    Для системы материальных точек имеем:
    (
    Средняя полная
    кинетическая энергия
    )


    (
    Средняя полная
    потенциальная энергия
    )
    (5)
    Согласно теореме о вириале у звезды,
    находящейся в термодинамическом равновесии,
    средняя тепловая энергия и средняя
    гравитационная энергия связаны соотношением:
    2тепл +
    гравит = 0
    (6).
    Полная энергия звезды дается
    выражением:
    E =
    тепл +
    гравит = –тепл
    (7)
    Это означает, что теплоемкость
    звезды является отрицательной величиной: потери
    энергии на излучение не охлаждают звезду, а,
    наоборот, нагревают. Действительно, пусть звезда
    в результате излучения потеряла энергию E, тогда её тепловая
    энергия изменится от
    тепл = – E до
    тепл = – (E – ?E) = – E + ?E, т.е. увеличится, что
    и приводит к увеличению температуры звезды.
    В образующейся звезде возможны два способа переноса тепла из
    более горячей центральной области к более холодной периферии. Первый способ ? конвекция, в процессе которой горячие частицы пыли и газа перемещаются
    из более нагретой центральной области на периферию. Второй способ ? излучение. В
    этом случае тепло переносится фотонами.
    Гравитационная энергия
    Рассмотрим два состояния вещества с полной массой M.
    Состояние I ? это состояние, когда вся масса сконцентрирована внутри шара
    радиуса R. Состояние II ? состояние, когда всё вещество разнесено на
    бесконечность. Чтобы перейти от состояния I к состоянию II необходимо затратить
    энергию.
    Гравитационная энергия однородного шара
    Масса шара M распределена однородно с плотностью ? внутри шара радиуса
    R

    (8)
    При удалении слоя толщиной dr, расположенного на расстоянии
    r от центра шара,
    затрачивается энергия равная энергии этого шарового слоя в гравитационном поле,
    создаваемом внутренними слоями

    Интегрируя по всему объему шара, получим

    Учитывая соотношение (8), получим

    Eгр ? энергия гравитационного поля,
    обусловленная гравитационным притяжением, составляющих шар элементов массы.
    ? гравитационная постоянная.
    Величина R = GM/c2 называется гравитационным
    радиусом.
    В качестве нулевого уровня отсчета энергии выбирается
    состояние II. Поэтому гравитационная потенциальная энергия должна быть
    отрицательной. Величина полной гравитационной энергии, освобождаемой при сжатии
    звезды, по порядку величины равна

    Для типичных астрономических объектов величины
    гравитационной энергии даны в табл. 16.
    Таблица 16

    Гравитационная энергия типичных
    астрономических объектов

  4. HellRey Ответить

    Звезды – небесные тела, в которых идут термоядерные реакции. Это наиболее распространённые объекты Вселенной. Более 98% массы видимого космического вещества сосредоточено в этих газовых шарах, остальная часть его рассеяна в межзвёздном пространстве.
    Невооруженным глазом и тем более при наблюдениях в бинокль или телескоп нетрудно заметить, что звезды различаются во цвету. Цвет звезд в значительной степени определяется температурой их видимой поверхности.
    При хорошей остроте зрения на небе видно около 6000 звёзд, по 3000 в каждом полушарии.
    ЦВЕТ И СПЕКТР ЗВЁЗД
    Спектры звезд крайне разнообразны. Почти все они — результат поглощения света во внешних оболочках звезд. Изучение звездных спектров – это фундамент современной астрофизики. По спектру можно определить химический состав, температуру, давление и скорость движения газа в атмосфере звезды.
    В спектрах большинства звезд видны линии поглощения, т.е. узкие разрывы в непрерывном распределении излучения. Их называют также фраунгоферовыми или абсорбционными линиями. Они образуются в спектре потому, что излучение горячих нижних слоев атмосферы звезды, проходя сквозь более холодные верхние слои, поглощается на некоторых длинах волн, характерных для определенных атомов и молекул.
    Спектры поглощения звезд сильно различаются; однако интенсивность линий какого-либо химического элемента далеко не всегда отражает его истинное количество в атмосфере звезды: в значительно большей степени вид спектра зависит от температуры звездной поверхности. Например, атомы железа есть в атмосфере большинства звезд. Однако линии нейтрального железа отсутствуют в спектрах горячих звезд, поскольку все атомы железа там ионизованы. Водород – это главный компонент всех звезд. Но оптические линии водорода не видны в спектрах холодных звезд, где он недостаточно возбужден, и в спектрах очень горячих звезд, где он полностью ионизован. Зато в спектрах умеренно горячих звезд с температурой поверхности ок. 10 000 К самые мощные линии поглощения – это линии бальмеровской серии водорода, образующиеся при переходах атомов со второго энергетического уровня.
    Давление газа в атмосфере звезды также имеет некоторое влияние на спектр. При одинаковой температуре линии ионизованных атомов сильнее в атмосферах с низким давлением, поскольку там эти атомы реже захватывают электроны и, следовательно, дольше живут. Давление атмосферы тесно связано с размером и массой, а значит и со светимостью звезды данного спектрального класса. Установив по спектру давление, можно вычислить светимость звезды и, сравнивая ее с видимым блеском, определить «модуль расстояния» (M – m) и линейное расстояние до звезды. Этот очень полезный метод называют методом спектральных параллаксов.

    ПОКАЗАТЕЛЬ ЦВЕТА

    Спектр звезды и ее температура тесно связаны с показателем цвета, т.е. с отношением яркостей звезды в желтом и голубом диапазонах спектра. Закон Планка, описывающий распределение энергии в спектре, дает выражение для показателя цвета: C.I. = 7200/T – 0,64. У холодных звезд показатель цвета выше, чем у горячих, т.е. холодные звезды относительно ярче в желтых лучах, чем в голубых. Горячие (голубые) звезды выглядят более яркими на обычных фотопластинках, а холодные звезды выглядят ярче для глаза и особых фотоэмульсий, чувствительных к желтым лучам.

    СПЕКТРАЛЬНАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ

    Все разнообразие звездных спектров можно уложить в логичную систему. Гарвардская спектральная классификация впервые была представлена в Каталоге звездных спектров Генри Дрэпера, подготовленного под руководством Э.Пикеринга (1846-1919). Сначала спектры были расставлены по интенсивности линий и обозначены буквами в алфавитном порядке. Но развитая позже физическая теория спектров позволила расположить их в температурную последовательность. Буквенное обозначение спектров не изменили, и теперь порядок основных спектральных классов от горячих к холодным звездам выглядит так: O B A F G K M. Дополнительными классами R, N и S обозначены спектры, похожие на K и M, но с иным химическим составом. Между каждыми двумя классами введены подклассы, обозначенные цифрами от 0 до 9. Например, спектр типа A5 находится посередине между A0 и F0. Дополнительными буквами иногда отмечают особенности звезд: «d» – карлик, «D» – белый карлик, «p» – пекулярный (необычный) спектр.
    Наиболее точную спектральную классификацию представляет система МК, созданная У.Морганом и Ф.Кинаном в Йеркской обсерватории. Это двумерная система, в которой спектры расставлены как по температуре, так и по светимости звезд. Ее преемственность с одномерной Гарвардской классификацией в том, что температурная последовательность выражена теми же буквами и цифрами (A3, K5, G2 и т.д.). Но дополнительно введены классы светимости, отмеченные римскими цифрами: Ia, Ib, II, III, IV, V и VI, соответственно указывающие на яркие сверхгиганты, сверхгиганты, яркие гиганты, нормальные гиганты, субгиганты, карлики (звезды главной последовательности) и субкарлики. Например, обозначение G2 V относится к звезде типа Солнца, а обозначение G2 III показывает, что это нормальный гигант с температурой примерно как у Солнца.
    ГАРВАРДСКАЯ СПЕКТРАЛЬНАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ
    Спектральный класс
    Эффективная температура, К
    Цвет
    O
    26000-35000
    Голубой
    В
    12000-25000
    Бело-голубой
    А
    8000-11000
    Белый
    F
    6200-7900
    Желто-белый
    G
    5000-6100
    Желтый
    К
    3500-4900
    Оранжевый
    М
    2600-3400
    Красный
    Звезды имеют самые разные цвета. У Арктура желто-оранжевый оттенок, Ригель бело-голубой, Антарес ярко-красный. Доминирующий цвет в спектре звезды зависит от температуры ее поверхности. Газовая оболочка звезды ведет себя почти как идеальный излучатель (абсолютно черное тело) и вполне подчиняется классическим законам излучения М.Планка (1858-1947), Й.Стефана (1835-1893) и В.Вина (1864-1928), связывающим температуру тела и характер его излучения.

    БЛЕСК И ЯРКОСТЬ

    Глядя на звездное небо, можно заметить, что звезды различны по своей яркости, или, как говорят астрономы, по своему видимому блеску.
    Наиболее яркие звезды условились называть звездами 1-й звездной величины; те из звезд, которые по своему блеску в 2,5 раза (точнее, в 2,512 раза) слабее звезд 1-й величины, получили наименование звезд 2-й звездной величины. К звездам 3-й звездной величины отнесли те из них. которые слабее звезд 2-й величины в 2,5 раза, и т. д. Самые слабые из звезд, доступных невооруженному глазу, были причислены к звездам 6-й звездной величины. Нужно помнить, что название «звездная величина» указывает не на размеры звезд, а только на их видимый блеск.
    Можно подсчитать, во сколько раз звезды 1-й звездной величины ярче звезд 6-й звездной величины. Для этого нужно 2,5 взять множителем 5 раз. В результате получится, что звезды 1-ой звездной величины ярче по блеску звезд 6-й звездной величины в 100 раз. Всего на небе наблюдается 20 наиболее ярких звезд, о которых обычно говорят, что это звезды первой величины. Но это не значит, что они имеют одинаковую яркость. На самом деле одни из них несколько ярче 1-ой величины, другие несколько слабее и только одна из них – звезда в точности 1-й величины
    Такое же положение и со звездами 2-й, 3-й и последующих величин. Поэтому для точного обозначения яркости той или иной звезды приходится прибегать к дробям. Так, например, те звезды, которые по своей яркости находятся посредине между звездами 1-й и 2-й звездных величин, считают принадлежащими к 1,5-й звездной величине. Есть звезды, имеющие звездные величины 1,6; 2,3; 3,4; 5,5 и т. д. На небе видно несколько особенно ярких звезд, которые по своему блеску превышают блеск звезд 1-й звездной величины. Для этих звезд ввели нулевую и отрицательные звездные величины. Так, например, самая яркая звезда северного полушария неба – Вега – имеет блеск 0,1 звездной величины, а самая яркая звезда всего неба – Сириус – имеет блеск минус 1,3 звездной величины.
    Для всех звезд, видимых невооруженным глазом, и для многих более слабых точно измерена их звездная величина.
    Возьмите обыкновенный бинокль и посмотрите в него на какой-нибудь участок звездного неба. Вы увидите много слабо светящихся звездочек, не видимых невооруженным глазом, потому что объектив (стекло, собирающее свет, в бинокле или телескопе) больше, чем зрачок человеческого глаза, и в него попадает больше света.
    В обычный театральный бинокль легко видны звезды до 7-й звездной величины, а в призменный полевой бинокль – звезды до 9-й звездной величины. В телескопы же видно множество еще более слабосветящихся звезд. Так, например, в сравнительно небольшой телескоп (с поперечником объектива 80 мм) видны звезды до 12-й звездной величины. В более мощные современные телескопы можно наблюдать звезды до 18-й звездной величины. На фотографиях, снятых при помощи крупнейших телескопов, можно увидеть звезды до 23-й звездной величины. Они в 6 млн. раз слабее по блеску самых слабосветящихся звезд, которые мы видим невооруженным глазом. И если на небе невооруженному глазу доступно всего лишь около 6000 звезд, то в самые мощные современные телескопы можно наблюдать миллиарды звезд.

    СВЕТИМОСТЬ

    Полную мощность излучения звезды во всем диапазоне электромагнитного спектра называют истинной или болометрической «светимостью». Например, светимость Солнца 3,86ґ1026 Вт. Чем больше масса нормальной звезды, тем выше ее светимость; она возрастает примерно как куб массы. Это соотношение масса – светимость сначала было найдено из наблюдений, а позже получило теоретическое обоснование.
    Поток энергии, приходящий от звезды на Землю, называют «видимым блеском»; он зависит не только от истинной светимости звезды, но и от ее расстояния до Земли. Звезда низкой светимости, расположенная близко к Земле, может иметь больший блеск, чем звезда высокой светимости на большом расстоянии.
    звезда атмосфера спектр температура
    ТЕМПЕРАТУРА ЗВЁЗД
    Одной из важнейших характеристик, определяющих физическое состояние небесных светил, является их температура. Как и остальные параметры, температура светил определяется по их излучению с помощью тех или иных теоретических предположений. В частности, полагается, что источник света находится в состоянии термодинамического равновесия.
    Так как последнее не всегда имеет место в атмосферах звезд, то определения температуры светил различными методами могут значительно отличаться друг от друга. Эффективная температура звезды представляет собой температуру абсолютно черного тела, размеры которого равны размерам звезды и полное излучение которого равно полному излучению звезды.
    Эффективная температура звезды определяется из закона Стефана – Больцмана Е = оТ4. Чтобы определить температуру звезды по этому уравнению, надо подсчитать полное количество энергии, излучаемое звездой в единицу времени, узнать расстояние до звезды и ее радиус, на основании этих данных определить величину Е и потом температуру.
    По суммарному излучению наружных слоев звезд в предположении, что звезды излучают как абсолютно черные тела, определена поверхностная температура звезд. Эта температура меняется от 30 000 до 3000° для отдельных звезд галактик. Температура недр звезд составляет миллионы градусов. Для звезд с поверхностной температурой 30 000° температура недр, по-видимому, будет порядка 100 000 000°. Для звезд с поверхностной температурой 3000° температура недр звезд оценивается в 10 000 000°.
    Солнце имеет поверхностную температуру в 6000° и температуру недр 13 000 000°. Цветовая и яркостная температура. Спектрофотометрической, или цветовой, температурой звезды называется температура абсолютно черного тела, имеющего наиболее близкое к наблюдаемому относительное распределение интенсивности излучения в рассматриваемом участке спектра. Температура звезды, определенная для разных участков ее спектра, может быть при этом различной.
    Если известно относительное распределение интенсивности излучения звезды во всем видимом диапазоне, то цветовую температуру звезды можно определить по закону Вина: Температура звезды по закону Вина определяется следующим образом. Строится кривая распределения энергий звезды, и к этой кривой подбирается теоретическая кривая с наиболее близким максимумом, полученная из теории излучения абсолютно черного тела. По положению максимума и определяют цветовую температуру звезды.
    Если температура звезды определяется по сравнению с формулой Планка во всем спектральном интервале, то такая температура называется яркостной. Указанные выше способы определения температуры звезд приближенны. Причины этого заключаются поглощения в спектре деления энергий во-первых, в том, что темные звезды искажают картину непрерывном спектре, а, во-вторых, характер излучения звезд отличается от излучения абсолютно черного тела.
    Показатель цвета звезд. Температура звезд определяет их цвет. Именно звезды наибольшей температуры (порядка 30 000° на поверхности) имеют голубовато-белую окраску. Звезды, поверхностная температура которых порядка 3000°, имеют красную окраску.
    Солнце с температурой 6000° на поверхности обладает желтой окраской. Звезды промежуточной поверхностной температуры имеют окраску белую, желтовато-белую и желтовато-красную. Таким образом, звезды, имеющие различные температуры, кажутся нам окрашенными по-разному. В этом легко убедиться, если внимательно посмотреть на звездное небо.
    При этом некоторые из звезд будут казаться нам голубовато-белыми (Сириус, Вега), другие звезды желтыми (Капелла, Спика) и, наконец, некоторые звезды красными (Антарес, Альдебаран). В качестве меры окраски звезды принято следующее: определяется блеск звезды, сфотографированной через синий фильтр, и ее же блеск – через желтый фильтр.
    Разность этих значений называется показателем цвета звезды и принимается за меру цвета звезды. Можно дать другое определение цвета звезды: показателем цвета называют разность между фотографической величиной звезды и ее визуально наблюдаемой величиной. Последнее определение базируется на том, что фотографическая пластинка наиболее чувствительна к голубым лучам, а глаз – к красным.
    Фотографическая и визуальная величины белых звезд типа Сириуса одинаковы. Голубые звезды фотографически будут более яркими, чем визуально. Поэтому разность фотографической и визуальной величины таких звезд будет отрицательной. Желтые и красные звезды фотографически будут менее ярки, чем визуально. Поэтому разность фотографической и визуальной величины таких звезд будет положительной.
    Определение температуры и размеров звезды по показателю цвета. Окраску звезды можно характеризовать, с одной стороны, показателем ее цвета, а с другой стороны, длиной волны максимального лучеиспускания и по закону Вина определять температуру звезды. Следовательно, можно указать зависимость показателя цвета звезды от температуры. Эта связь может быть выражена либо формулой, либо задана графически. Таким образом, показатель цвета звезды позволяет определить ее температуру.
    Предположим, что, помимо температуры звезды (которая определена по показателю ее цвета), известно расстояние D до звезды (определенное по годичному параллаксу). Тогда, зная видимую величину т звезды и расстояние до нее, определим ее абсолютную величину М.
    Зная абсолютную величину, определим ее светимость L, которая является мерой излучения энергии звездой. Но излучение звезды определяется ее температурой и размерами. Следовательно, зная светимость L и температуру, можно вычислить линейный радиус звезды, выраженный в радиусах Солнца. Таким образом, зная показатель цвета и расстояние до звезды, можно определить размеры звезды.
    НАШИ ВЫВОДЫ
    Как известно, нагреваемый металл сначала начинает светиться красным светом, потом желтым и, наконец, белым при увеличении температуры. Также и со звездами. Красные – самые холодные, а белые (или даже голубые!) – самые горячие. Вновь вспыхнувшая звезда будет иметь цвет, соответствующий выделяемой в ее сердцевине энергии, а интенсивность этого выделения, в свою очередь, зависит от массы звезды. Значит, все нормальные звезды тем холоднее, чем они более красны, если так можно выразится. Тяжелые звезды – горячие и белые, легкие, немассивные – красные и относительно холодные. Теперь мы знаем, что самые высокие температуры соответствуют голубым звездам, самые низкие – красным. Уточним, что в этом абзаце шла речь о температурах видимых поверхностей звезд, ведь как мы уже знаем, в центре звезд (в их ядрах) температура гораздо выше, но и она наиболее велика в массивных голубых звездах.
    Энергия, излучаемая звездами, настолько огромна, что мы можем их видеть на тех далеких расстояниях, на которые они от нас удалены: десятки, сотни, тысячи световых лет!. Энергия Солнца управляет всеми основными передвижениями воды и воздуха на Земле. Все топливо, которое мы сжигаем – остатки растений, когда-то поглощавших излучение Солнца.
    По современным представлениям, излучение энергии звезд вызывает уменьшение их массы. В этом смысле, следует понимать, что энергия и масса – одно и то же. Излучаемая энергия связана с теряемой массой простым соотношением Е=m. c2, где с – скорость света. Солнце теряет ежесекундно миллионы тонн. Однако, за 5 миллиардов лет своего существования оно израсходовало лишь половину имеющегося в его недрах ядерного горючего.
    Возникает вопрос: а какие звезды дольше живут: те, что обладают большой массой и характеризуются большой скоростью протекания ядерных реакций, или те, что маломассивны, но излучают мало энергии? Оказывается, что скорость протекания ядерного синтеза пропорциональна массе звезды в четвертой степени. Следовательно, массивные звезды сгорают быстрее, чем немассивные. Самые тяжелые сжигают весь водород за несколько сот тысяч лет, а легкие красные звезды могут светить, “не торопясь”, несколько десятков миллиардов лет. Нашему Солнцу таких миллиардов осталось еще 5, значит, оно – звезда в среднем возрасте и свой водород сжигает без особого усердия.
     ЛИТЕРАТУРА
    с     Тейлер Р. Строение и эволюция звезд. М., 1973
    с Каплан С.А. Физика звезд. М., 1977
    с Шкловский И.С. Звезды. Их рождение, жизнь и смерть. М., 1984
    с Масевич А.Г., Тутуков А.В. Эволюция звезд: теория и наблюдения. М., 1988
    с Бисноватый-Коган Г.С. Физические процессы теории звездной эволюции. М., 1989
    с Сурдин В.Г., Ламзин С.А. Протозвезды. Где, как и из чего формируются звезды. М., 1992

    САЙТЫ

    с http://ru.wikipedia.org
    с http://skywatching.net
    с http://uletai.com.ua
    с http://astro-all.narod.ru
    Размещено на Allbest.ru

  5. manusha Ответить

    В простом случае спектр можно получить следующим образом: свет, излучаемый объектом, пропускается через узкое отверстие, позади которого располагается призма. Последняя преломляет свет, который после направляется на экран или специальную фотопленку. Полученное изображение представляется в виде плавного градиента цветов от фиолетового к красному. Спектр без каких-либо черных линий называется непрерывным. Подобная картина наблюдается при излучении света твердыми или жидкими телами, к примеру – лампой накаливания.
    Рассмотрим следующий случай: пусть имеется горелка, в пламя которой поместили некоторую массу соли. В описанном случае в свете пламени будет наблюдаться ярко-желтый цвет. И если посмотреть через спектроскоп на эти испарения, то мы увидим яркую желтую линию. Это означает, что разогретые пары натрия излучают свет с длиной волны желтого цвета. Данное свойство присущее любому веществу в газообразном состоянии, а его спектр называется линейчатым.
    При наблюдении за Солнцем немецкий оптик Йозеф Фраунгофер отметил, что в его непрерывном спектре излучения имеются некие тонкие черные линии. Позже Густав Кирхгоф определил, что всякий разреженный газ поглощает лучи света именно тех длин волн, которые испускает сам, находясь в состоянии свечения. Получаемые на непрерывном спектре черные линии были названы как линии поглощения. Применив упомянутые законы к Солнцу, ученые, смогли выявить химический состав атмосферы звезды. Так как газы в атмосфере поглощали излучение с определенными длинами волн.

Добавить ответ

Ваш e-mail не будет опубликован. Обязательные поля помечены *