Наблюдаемые характеристики звезд

Тема 12. Основные физико – химические характеристики звезд.

Звезда — массивный газовый шар, излучающий свет и удерживаемый силами собственной гравитации и внутренним давлением, в недрах которого происходят (или происходили ранее) реакции термоядерного синтеза.

Физические характеристики звезд

Звезды представляются нам светящимися точками. Одни из них видны лучше, другие едва различимы невооруженным глазом, третьи видны только в телескоп. Единственной характеристикой звезды, которую можно измерить, является освещенность, создаваемая звездой на земной поверхности.

где E– освещенность, L– светимость, R – расстояние до звезды.

Зная освещенность и расстояние до звезды, можно определить ее светимость, одну из основных ее характеристик. Светимости звезд лежат в очень широких пределах. У большинства звезд светимость меньше солнечной (у самых маломощных в миллион раз), а у белых или голубых сверхгигантов в десятки тысяч раз больше.

Согласно закону Стефана-Больцмана,

Энергия, излучаемая поверхностью нагретого тела, пропорциональна четвертой степени температуры.

W – энергия, излучаемая поверхностью в 1 м² за 1 с,

σ = 5,67·10^-8 Вт/(м²·К⁴) – постоянная Стефана-Больцмана,

T – температура поверхности.

Вся поверхность звезды равна 4πR², поэтому светимость звезды определяется выражением

L = 4πR²·σT⁴

Зная светимость и температуру, можно определить радиус звезды. С помощью самых мощных телескопов и специальных наблюдений удалось получить изображения дисков звезд, которые совпали с вычисленными по формуле светимости.

Внимательный наблюдатель заметит, что звезды имеют разный цвет. Цвет звезды определяется ее температурой, что следует из закона Вина

Длина волны максимума излучения обратно пропорциональна абсолютной температуре излучающего тела

Положение максимума излучения определяет цвет звезды.

Спектральные классы — классификация звёзд по спектру излучения, в первую очередь, по температуре фотосферы. Различия в спектрах звезд обусловливаются различием физических свойств их атмосфер, в основном, температуры и давления (определяющих степень ионизации атомов).

Солнце относится к спектральному классу G, имеет температуру поверхности фотосферы 5700 К.

Вскоре после открытия спектрального анализа ученые смогли определить и истинный химический состав звезд. Он оказался удивительно одинаковым. Во всех звездах преобладающими элементами по массе являются водород (около 65%) и гелий (около 35%). На долю всех остальных элементов приходится не более 1% массы звезды.

Химический состав зависит и от возраста. В самых старых звездах количество тяжелых (тяжелее гелия) элементов не превышает 0,1%, в самых молодых доходит до 4%. Это очень важно для теории эволюции звезд, галактик и Вселенной.

Массы звезд лежат в очень узких пределах. Если светимости могут быть 10^-4L_ʘ< L< 10⁴L_ʘ, радиусы от 0,01R_ʘ до 3·10³R_ʘ, то массы всего от 0,02 M_ʘ до 100 M_ʘ. Тело меньшей массы уже не является звездой, а большей не может существовать и уже при возникновении либо сбросит избыточную массу, либо распадется на несколько.

Сопоставление масс, радиусов и светимостей показывает, что между ними есть связь.

Соотношение масса – светимость – уравнение, показывающее зависимость этих величин для звезд главной последовательности.

a = 3,5 для звезд главной последовательности с массами 2М_ʘ < M< 20M_ʘ. Не применима к красным гигантам и белым карликам.

Чем больше масса звезды на главной последовательности, тем больше ее радиус и светимость и выше эффективная температура. По этой причине звезды ранних спектральных классов (О, B, A, F) лежат левее Солнца на диаграмме Герцшпрунга-Рессела (цвет-светимость), так как цвет (спектральный класс) звезды определяется ее эффективной температурой.

R~M^α

где 0 < α < 1, для звезд главной последовательности α = 0,75.

Наблюдаемые характеристики звезд

Видимая звёздная величина (m) — мера яркости небесного тела (точнее, освещённости, создаваемой этим телом) с точки зрения земного наблюдателя. Чем ярче объект, тем меньше его звёздная величина.

Уточнение «видимая» указывает только на то, что эта звёздная величина наблюдается с Земли; это уточнение нужно, чтобы отличить её от абсолютной. Оно не указывает на видимый диапазон: видимыми называют и величины, измеренные в инфракрасном или каком-либо другом диапазоне.

Оказалось, что изменение блеска на одну звездную величину соответствует изменению светового потока в 2,512 раза.

m₁ иm₂ –звездные величины объектов, E₁ и E₂– освещенности от этих объектов.

Принято, что Вега (α Лиры) имеет звездную величину, равную 0^m. Более яркие светила имеют отрицательную звездную величину.

Абсолютная звёздная величина (M) для звёзд определяется как видимая звёздная величина объекта, если бы он был расположен на расстоянии 10 парсек от наблюдателя. Абсолютная болометрическая (учитывающая полное излучение во всех диапазонах электромагнитных волн) звёздная величина Солнца +4,8.

Если известна видимая звёздная величина m и расстояние до объекта d, можно вычислить абсолютную звёздную величину по формуле:

где d₀= 10 пк ≈ 32,616 световых лет.

Зная расстояние до звезды r в парсеках или годичный параллакс π΄΄ в секундах можно рассчитать абсолютную звездную величину по формулам:

Задание: написать конспект и выполнить следующие задания:

Какую характеристику звезды возможно измерить?
Как определить цвет звезды?
Охарактеризуйте Солнце по девяти критериям.
Из каких химических элементов состоят звезды?

Дата добавления: 2021-05-18; просмотров: 653; Мы поможем в написании вашей работы!

Поделиться с друзьями:

Мы поможем в написании ваших работ!