Моє життя

Температури та розміри зір.Зорі та їх класифікація.Звичайні зорі

Зміст:

Вступ
Температура та розміри зір.
Зорі та їх класифікація.
Звичайні зорі.
Тест.
Висновок.

Зоря — самосвітний космічний об'єкт, у надрах якого ефективно відбуваються (або відбувалися) термоядерні реакції з виділенням енергії.

Зоря — це гравітаційно пов'язана просторово відокремлена непрозора для випромінювання маса речовини, в якій у значних масштабах відбуваються, відбувалися або будуть відбуватися термоядерні реакції перетворення водню на гелій.

Уявлення, про те, що зорі — це далекі сонця, виникло ще в Давній Греції. Але, здавалося, що природа й цих далеких світил, і близького Сонця назавжди залишиться нез'ясованої. Так і повчав своїх учнів філософ Сократ (469–399 р. до н. е.): «Все це назавжди залишиться таємницею для смертного, і, напевно, самим богам сумно бачити намагання людини розгадати те, що вони назавжди приховали від нього…» А тому «усе, що вище нас, нас не стосується».

Через 2000 років те саме твердив французький філософ Огюст Конт (1798–1857 р.р.): «Ми нічого не можемо дізнатися про зорі, крім того, що вони існують». Тому заняття астрономією — «це марна трата часу, що не може дати ні корисних, ні цікавих результатів».

Температура та розміри зір.

Однією з найважливіших характеристик, що визначають фізичний стан небесних світил, є їх температура. Як і інші параметри, температура світил визначається по їх випромінюванню за допомогою тих чи інших теоретичних припущень. Зокрема, вважається, що джерело світла перебуває в стані термодинамічної рівноваги.

Так як останнє не завжди має місце в атмосферах зір, то визначення температури світил різними методами можуть значно відрізнятися один від одного. Ефективна температура зорі являє собою температуру абсолютно чорного тіла, розміри якого дорівнюють розмірам зорі і повне випромінювання якого дорівнює повного випромінювання зорі.

Сонце має поверхневу температуру в 6000 К і температуру надр 13 000 000 К. Температура зорі, певна для різних ділянок її спектра, може бути при цьому різною.

Показник кольору зір. Температура зір визначає їх колір. Зорі з найбільшою температури поверхні (близько 30 000 К) мають блакитно-біле забарвлення. Зорі, поверхнева температура яких близько 3000 К, мають червоне забарвлення.

Сонце з температурою 6000 К на поверхні має жовтим забарвленням. Зорі проміжної поверхневої температури мають забарвлення біле, жовтувато-біле і жовтувато-червоне.

При цьому деякі із зір будуть здаватися нам блакитно-білими (Сиріус, Вега), інші зорі жовтими (Капела, Спіка) і, нарешті, деякі зорі червоними (Антарес, Альдебаран). Як запобіжне забарвлення зорі прийнято наступне: визначається блиск зорі, сфотографований через синій фільтр, і її ж блиск — через жовтий фільтр.

Різниця цих значень називається показником кольору зорі і приймається за міру кольору зорі. Можна дати інше визначення кольору зорі: показником кольору називають різницю між фотографічної величиною зорі і її візуальною величиною. Останнє визначення базується на тому, що фотографічна пластинка найбільш чутлива до блакитних променів, а очі — до жовто-зелених.

Фотографічна й візуальна величини білих зір типу Сіріуса однакові. Блакитні зорі фотографічно будуть більш яскравими, ніж візуально. Тому різниця фотографічної і візуальної величини таких зір буде негативною. Жовті і червоні зорі фотографічно будуть менш яскраві, ніж візуально. Тому різниця фотографічної і візуальної величини таких зір буде позитивною.

Ефективна температура зорі визначається із закону Стефана — Больцмана, де q — енергія, випромінювана одиницею поверхні зорі за одиницю часу; σ — постійна Стефана-Больцмана; Т — абсолютна температура поверхні зорі.

Потужність, випромінювана зорею радіуса R, визначається загальною площею її поверхні, тобто ε=4πR²∙ q= 4πR²∙ σ∙ T⁴. З іншого боку для Сонця εž₌4πRž²∙ σ∙ Тž⁴. Звідси маємо: R/Rž=(L)^0,5Tž^2/T², де L=ε/ εž, світність зорі в одиницях світності Сонця.

Зорі, за рідкісним винятком, спостерігаються як точкові джерела випромінювання. Це означає, що їх кутові розміри дуже малі. Навіть у найбільші телескопи не можна побачити «справжній» диск зорі.

Методи визначення розмірів зір:

• за спостереженнями затемнення Місяцем зорі можна визначити кутовий розмір, а, знаючи відстань до зорі, можна визначити її справжні, лінійні розміри;

• безпосередньо розміри зорі можна виміряти на спеціальному приладі — оптичному інтерферометрі;

• розміри зорі можна розрахувати теоретично, виходячи з оцінок повної світності й температури за законом Стефана-Больцмана.

R/R_{\bigodot }={\sqrt {((L/L_{\bigodot }\cdot ((6000/T)^{4})}}

Світність зорі пов'язана з її радіусом формулою L = σT⁴ ∙ 4πR² або

R/R_{\bigodot }={\sqrt {((L/L_{\bigodot }\cdot ((6000/T)^{4})}}

Цей метод дозволяє визначити радіус зорі за її температурою й світністю.

Розміри зір істотно розрізняються між собою: існують карлики, гіганти і звичайні зорі, яких більшість. Вимірювання показали, що розміри білих карликів — кілька тисяч кілометрів, а розміри червоних гігантів можна порівняти з розмірами Сонячної системи.

Найменшими серед звичайних зір є червоні карлики. Маси їх і радіуси — десяті частки сонячних, а середня густина у 10-100 разів більша, ніж густина води. Білі карлики ще менші, але це вже незвичайні зорі.

Зоря VY Canis Majoris, що розташована в сузір'ї Великого Пса є найбільшим відомим представником зоряного світу. Зоря розташована за 5 тисяч світлових років від Сонячної системи. Діаметр зорі становить 2,9 млрд км.

Зорі та їх класифікація

Класифікації зір почали будувати відразу після того, як почали отримувати їхні спектри. У першому наближенні спектр зорі можна описати як випромінювання абсолютно чорного тіла з накладеними на нього лініями поглинання або випромінювання. Головний чинник, що впливає на вигляд спектру, це температура, тож спектральна класифікація за своєю сутністю є температурною.

Одну з найвідоміших спектральних класифікацій розроблено в Гарвардській обсерваторії в 1890-1924 роках під час складання каталогу Генрі Дрепера (тому іноді її називають Дреперівською класифікацією). Для позначення основних спектральних класів у цій класифікації вживають окремі літери латинського алфавіту:

Основна (гарвардська) спектральна класифікація зір
Клас	Температура, K	Справжній колір	Видимий колір	Основні ознаки
O	30 000—60 000	блакитний	блакитний	Слабкі лінії нейтрального водню, гелію, іонізованого гелію, багаторазово іонізованих Si, C, N, A.
B	10 000—30 000	біло-блакитний	біло-блакитний та білий	Лінії поглинання гелію та водню. Слабкі лінії H і К Ca II.
A	7500—10 000	білий	білий	Сильна бальмерівська серія, лінії H і К Ca II посилюються до класу F. Також ближче до класу F починають з'являтися лінії металів.
F	6000—7500	жовто-білий	білий	Сильні лінії H і К Ca II, лінії металів. Лінії водню починають слабнути. З'являється лінія Ca I. З'являється та посилюється смуга G, утворена лініями Fe, Ca і Ti.
G	5000—6000	жовтий	жовтий	Лінії H і К Ca II інтенсивні. Лінії Ca I та чисельні лінії металів. Лінії водню продовжують слабнути. З'являються смуги молекул CH і CN.
K	3500—5000	помаранчевий	жовтувато-помаранчевий	Лінії металів та смуга G інтенсивні. Лінії водню майже непомітні. З'являються смуги поглинання TiO.
M	2000—3500	червоний	помаранчево-червоний	Інтенсивні смуги TiO та інших молекул. Смуга G слабне. Все ще помітні лінії металів.

На початку XX століття, Ейнар Герцшпрунг і Генрі Рассел незалежно один від одного нанесли на діаграму «Спектральний клас» — «Світність» відомі на той час зорі. Пізніше ця діаграма, яку нині називають «діаграмою Герцшпрунга-Рассела» виявилася ключем до розуміння та дослідження процесів, що відбуваються в зорях.

Найчисленніший клас зір становлять зорі головної послідовності, що перетинає діаграму від правого верхнього кута до лівого нижнього. Саме до таких зір належить і наше Сонце. З еволюційного погляду головна послідовність — це те місце діаграми Герцшпрунга-Рессела, на якому зоря перебуває більшу частину свого існування. У цей час витрати енергії на випромінювання компенсуються за рахунок енергії, що виділяється в термоядерних реакціях перетворення гідрогену на гелій. Час перебування на головній послідовності визначається масою. Чітко виділяються кілька гілок зір, що вже минули стадію головної послідовності (гіганти, надгіганти). У них відбувається «горіння» гелію та важчих елементів. Вони розташовані вище головної послідовності, ці зорі належать до I—IV класів світності. У нижній частині діаграми розташовано білі карлики, що проеволюціонували майже повністю. Вони мають VII клас світності.

Сучасна класифікація

У 1930-х роках у Йєркській обсерваторії було розроблено Йєркську класифікацію (класифікацію Моргана—Кінана, МК-класифікацію, ММК-класифікацію — за прізвищами вчених Моргана, Кінана та Келмана). Вона теж заснована в першу чергу на температурі фотосфери зір, але враховує також їх світність, завдяки чому скажімо, червоні карлики та червоні гіганти належать до окремих класів, попри те, що мають однакову температуру поверхні.

У каталогах і на письмі клас зір пишеться одним словом, спочатку йде літерне позначення основного спектрального класу (якщо клас точно не визначено, пишеться літерний діапазон, наприклад, OB), далі арабськими цифрами уточнюється спектральний підклас, потім римськими цифрами йде клас світності

Звичайні зорі

Звичайні зорі. Зорі, також Зірки - велетенські розжарені, самосвітні небесні тіла, у надрах яких відбуваються (відбувались) термоядерні реакції. Сонце - одна із зірок, причому середня за своїми розмірами і світністю. За своїми характеристиками зорі різноманітні. Розрізняють зорі: велетні і карлики, одинокі, подвійні і кратні, затемнено-кратні, змінні зорі і нові.
Наразі досить розвиненою та найбільш ймовірною є наступна теорія еволюції зір: За деяких умов (їх можна назвати кілька) конденсується хмара міжзоряного космічного пилу. За досить невеликий проміжок часу, під дією сили всесвітнього тяжіння з цієї хмари утворюється порівняно густа непрозора газова куля. Цю кулю не можна назвати зіркою, оскільки температура в її ядрі не достатньо висока, щоб почалися термоядерні реакції. Тиск газу всередині кулі не достатній щоб урівноважити силу тяжіння, тому куля під дією сили тяжіння продовжує стискатися. На цьому етапі зірку називають «протозорею». Цю початкову стадію еволюції зорі проходять залежно від їх маси: якщо маса більша, ніж маса Сонця, то етап триватиме кілька мільйонів років, якщо маса менша — до кількасот мільйонів років.Наступний етап зорі — спалювання запасів водню (точніше — перетворення його на гелій). Залежно від маси зорі він буде тривати від кількох мільйонів років для зірок з масами в десятки разів більшими ніж маса Сонця до 10-15 мільярдів років для зірок з масою близькою до маси Сонця. Це повільний процес, на який припадає більшість часу існування зорі. У цей час зоря перебуває на т.зв. головній послідовності діаграми Герцшпрунга-Рассела. Ядерні реакції гелій-вуглецевого циклу характеризуються набагато більшою швидкістю та, відповідно, виділенням енергії. Світність зорі зростає у десятки раз, вона розширюється («розпухає»), пересуваючись на діаграмі Герцшпрунга-Рассела вправо, до області гігантів. Коли ж закінчиться і гелій, зорі просто «скидають» частину своєї маси(так формуються планетарні туманності) і тут все залежить від маси зорі. Від зорі, маса якої після скидання оболонки не перевищує 1.2 маси Сонця через кілька десятків тисяч років залишиться тільки дуже гаряча і густа зоря яку називають білим карликом. Поступово вона охолоджується і перетворюється на чорного карлика — мертву, холодну зірку.Зорі з масою від 1.2 до 1.6 мас Сонця після скидання оболонки стискаються до розмірів порядка 10 кілометрів і називаються нейтронними, бо при такій густині вільні електрони ніби «вдавлюються» в протони. У міру стискання такі зорі сильно розкручуються і починають випромінювати радіохвилі з певною досить стабільною частотою. Саме так і були виявлені реально існуючі нейтронні зорі у 1967 році.Зоря, маса якої після скидання оболонки більше ніж 1,6 маси Сонця, починає сильно стискатися, і тому що при даній масі внутрішній тиск «виродженого» газу, з котрого складається зірка, не може урівноважити гравітаційну силу зоря стискається до точкових розмірів. Така зоря називається чорною діркою. Її гравітація настільки велика, що навіть фотони не можуть її подолати, тому ніякими методами окрім гравітаційних зафіксувати таку зірку неможливо.

Висновок:

Проте, за останні сто років астрономам, всупереч песимістичним прогнозам Конта, удалося знайти відповіді на основні питання, що стосуються природи зір і фізики процесів, що відбуваються в їхніх надрах.

Посилання:

І. А. Климишин, В. В. Тельнюк-Адамчук. Шкільний астрономічний довідник. — К, 1990. ISBN 5-330-01188-4
І. А. Климишин, І. М. Дубицький. Основи космології. — Івано-Франківськ, 1999.
Підручник Астрономія 11 клас. Пришляк М.П.
Климишин І.А., Крячко І.П. Астрономія.
1. Климишин И.А. Элементарная астрономия. — М. : Наука. Гл. ред. физ.-мат. лит, 1991.
2. Куликовский П.Г. Справочник любителя астрономии. — М. : УРСС, 2002.
3. Schwarschild M. Structure ahd evolutioh of the stars, 1958 (русский перевод: Шварцшильд М. Строение и эволюция звезд. — М. : Изд-во иностр. лит, 1961.
4. Пришляк М.П. Астрономія 11 клас. Підручник. — Харків : Ранок, 2011. — 159 с.
5. Дагаев М.М., Чаругин В. М. Астрофизика. Книга для чтения по астрономии. — М. : Просвещение, 1988.
6. Иванов В. В. Физика звезд. — Санкт-Петербург : Санкт-Петербургский государственный университет. Кафедра астрофизики, 2011. — 395 с.
7. Андрієвський С. М., Климишин І. А. Курс загальної астрономії : навчальний посібник. — Одеса : «Астропринт», 2007. — 480 с.

Шукати в цьому блозі

Моє життя

Температури та розміри зір.Зорі та їх класифікація.Звичайні зорі

Зміст:

Сучасна класифікація

Коментарі

Дописати коментар

Популярні дописи з цього блогу

«Планети-гіганти та їх супутники»