Учебник для 10 класса

Спектры, температуры, светимости звезд и расстояния до них

Изучая звезды, наука выяснила их громадное разнообразие, хотя все они сходны с Солнцем в том отношении, что являются самосветящимися, раскаленными газовыми шарами черпающими из своих недр колоссальные запасы энергии. С одной стороны, это показывает, что наше Солнце во Вселенной не уникально, а одно из бесчисленных солнц и ничем особым из них не выделяется. С другой стороны, установлено, что в многообразии звезд существуют определенные закономерности, обусловленные физическими причинами.

В звездных каталогах содержатся координаты и оценка звездной величины не только всех 6000 звезд, видимых невооруженным глазом, но и множества более слабых - до 11-й звездной величины. Их число составляет около миллиона. На широко используемом астрономами фотографическом атласе неба видны звезды до 21-й звездной величины. Их на всем небе около 2 млрд.

§22.1. Спектры, цвет и температура звезд

Спектры звезд крайне разнообразны. Почти все они спектры поглощения. Это результат поглощения света во внешних оболочках звезд. Изучение спектров позволяет определить химический состав атмосфер звезд.

В атмосферах всех звезд преобладающими являются водород и гелий. Характер- спектров звезд зависит от температур и давлений в их атмосферах. При высокой температуре происходит разрушение молекул на атомы. При еще более высокой температуре разрушаются менее прочные атомы, они превращаются в ионы, теряя электроны. Ионизованные атомы многих химических элементов, как и нейтральные атомы, излучают и поглощают энергию определенных длин волн. Путем сравнения интенсивности линий поглощения атомов и ионов одного и того же химического элемента теоретически определяют их относительное количество. Оно является функцией температуры. Так по темным линиям спектров звезд можно определить температуру их атмосфер. Это дополняет возможность определения температур звезд по распределению энергии в их непрерывном спектре и по измерению получаемой от них энергии на Земле.

Спектры звезд разделены на классы, обозначаемые латинскими буквами и цифрами (см. рис. 88).

Цвет и спектр звезд связаны с их температурой. В сравнительно холодных звездах преобладает излучение в красной области спектра, отчего они и имеют красный цвет. Температура красных звезд низкая. Она растет последовательно при переходе от красных звезд к оранжевым, затем к желтым, желтоватым, белым и голубоватым. В такой последовательности меняется цвет накаляемого тела. В спектрах холодных красных звезд класса М с температурой около 3000°К видны полосы поглощения простейших двухатомных молекул, чаще всего оксиды титана. В спектрах других красных звезд преобладают оксиды углерода или циркония. Красные звезды первой величины класса М - Антарес, Бетельгейзе. В спектрах желтых звезд класса G, к которым относится и Солнце (с температурой 6000°К на поверхности), преобладают тонкие линии металлов: железа, кальция, натрия и др. Звездой типа Солнца по спектру, цвету и температуре является яркая Капелла в созвездии Возничего. В спектрах белых звезд класса А, как Сириус, Вега и Денеб, наиболее сильны линии водорода. Есть много слабых линий ионизованных металлов. Температура таких звезд около 10 000°К.

В спектрах наиболее горячих, голубоватых звезд с температурой около 30 000 К видны линии нейтрального и ионизованного гелия. Температуры большинства звезд заключены в пределах от 3000 до 30 000°К. У немногих звезд встречается температура около 100 000°К.

Источником энергии, получаемой большинством звезд и Солнцем, служат ядерные реакции превращения водорода в гелий, происходящие в их недрах при температуре свыше 10 000 000°К. (Подробнее об этом см. в § 30.)

В ясную ночь, присмотревшись, можно увидеть на небе мириады разноцветных звезд. Задумывались ли вы, от чего зависит оттенок их мерцания, и какие бывают цвета небесных светил?

Цвет звезды определяется температурой ее поверхности . Россыпь светил, словно драгоценные камни, имеет бесконечно разнообразные оттенки, словно волшебная палитра художника. Чем горячее объект, тем энергия излучения с его поверхности выше, а значит, короче длина испускаемых волн.

Даже незначительная разница в длине волны меняет воспринимаемый человеческим глазом цвет. Самые длинные волны имеют красный оттенок, с увеличением температуры он меняется на оранжевый, желтый, переходит в белый, а затем становится бело-синим.

Газовая оболочка светил выполняет функции идеального излучателя. По цвету звезды можно вычислить ее возраст и температуру поверхности. Конечно, оттенок при этом определяется не «на глаз», а с помощью специального инструмента - спектрографа.

Изучение спектра звезд - фундамент астрофизики нашего времени. То, какие бывают цвета небесных светил, является чаще всего единственной доступной для нас информацией о них.

Голубые звезды

Звезды голубого цвета - самые большие и горячие. Температура их внешних слоев составляет, в среднем, 10000 по Кельвину, а может достигать и 40000 для отдельных звездных гигантов.

В этом диапазоне излучают новые звезды, только начинающие свой «жизненный путь». Например, Ригель , одна из двух главных светил созвездия Ориона, голубовато-белая.

Желтые звезды

Центр нашей планетной системы - Солнце - имеет температуру поверхности, превосходящую 6000 по Кельвину. Из космоса оно и подобные ему светила выглядят ослепительно белыми, хотя с Земли кажутся, скорее, желтыми. Золотые звезды имеют средний возраст.

Из других известных нам светил белой звездой является и Сириус , хотя на глаз его цвет определить довольно сложно. Это происходит потому, что он занимает низкое положение над горизонтом, и по пути к нам его излучение сильно искажается за счет многократного преломления. В средних широтах Сириус, часто мерцая, способен всего за полсекунды продемонстрировать весь цветовой спектр!

Красные звезды

Темный красноватый оттенок имеют звезды с низкой температурой , например, красные карлики, масса которых составляет менее 7,5% от веса Солнца. Их температура ниже 3500 по Кельвину, и хотя их свечение представляет собой богатый перелив множества цветов и оттенков, мы видим его красным.

Гигантские светила, чье водородное топливо закончилось, также выглядят красными или даже коричневыми. В целом, в этом диапазоне спектра находится излучение старых и остывающих звезд.

Отчетливый красный оттенок имеет вторая из главных звезд созвездия Ориона, Бетельгейзе , а чуть правее и выше ее располагается на карте неба Альдебаран , имеющий оранжевый цвет.

Старейшая красная звезда из ныне существующих - HE 1523-0901 из созвездия Весов - гигантское светило второго поколения, найденное на окраинах нашей галактики на удалении в 7500 световых лет от Солнца. Ее возможный возраст составляет около 13,2 миллиарда лет, что не намного меньше предполагаемого возраста Вселенной.

Звёзды так далеки, что даже в самый большой телескоп они выглядят всего лишь точками. Как же узнать размер звезды?

На помощь астрономам приходит Луна. Она медленно движется на фоне звёзд, по очереди перекрывая идущий от них свет. Хотя угловой размер звезды чрезвычайно мал, Луна заслоняет её не сразу, а за время в несколько сотых или тысячных долей секунды. По продолжительности процесса уменьшения яркости звезды при покрытии её Луной определяют угловой размер звезды. А, зная расстояние до звезды, из углового размера легко получить её истинные размеры.

Но лишь небольшая часть звёзд на небе расположена так удачно, что может покрываться Луной. Поэтому обычно используют другие методы оценки звёздных размеров. Угловой диаметр ярких и не очень далёких светил может быть непосредственно измерен специальным прибором – оптическим интерферометром. Но в большинстве случаев радиус звезды (R) определяют теоретически, исходя из оценок её полной светимости (L) и температуры (T):

R 2 = L / (4πσT 4)

Размеры звезд бывают очень различны. Встречаются звезды сверхгиганты, радиус которых в тысячи раз больше солнечного. С другой стороны известны звезды-карлики с радиусом в десятки раз меньше, чем у Солнца.

Важнейшей характеристикой звезды является масса. Чем больше вещества собралось в звезду, тем выше давление и температура в её центре, а это определяет практически все остальные характеристики звезды, а так же особенности её жизненного пути.

Прямые оценки массы могут быть сделаны только на основании закона всемирного тяготения. Масса звезд колеблется в значительно меньших пределах: примерно от 10 28 до 10 32 килограмм. Существует связь между массой звезды и ее светимостью: чем больше масса звезды, тем больше ее светимость. Светимость пропорциональна примерно четвертой степени массы звезды:

Сильно различаются плотности звезд. Например, плотность красного гиганта Бетелгейзе в полторы тысячи раз меньше плотности комнатного воздуха (имеется в виду средняя плотность; в центре звезды плотность гораздо больше, чем на поверхности). Кстати, диаметр этой звезды в 300 раз больше диаметра Солнца, объем, соответственно, в 27 миллионов раз больше, а масса всего в 15 раз превышает солнечную. А плотность белого карлика Сириус в 30000 раз больше плотности воды, то есть в 1500 раз больше плотности золота. 1 литр такого вещества весит 30 тонн.

1. Многообразие звезд. Гарвардская классификация звездных спектров.

Основной метод изучения звезд – исследование их спектров. Специальный аппарат, устанавливаемый на телескопе, при помощи дифракционной решётки раскладывает свет звезды по длинам волн в радужную полоску спектра. Астрономы получают множество сведений о звездах, расшифровывая их спектры. Спектр звезды позволяет определить, какая энергия приходит от звезды на различных длинах волн, и оценить её температуру точнее, чем по цвету. Многочисленные тёмные линии, пересекающие спектральную полоску, связаны с поглощением света атомами различных элементов в атмосфере звёзд. Так как каждый химический элемент имеет свой набор линий, спектр позволяет определить, из каких веществ состоит звезда. Спектры звезд можно разделить на несколько основных классов.

Еще в 70-х годах XIX века один из пионеров астрофизики директор Ватиканской обсерватории А. Секки предложил первую классификацию звездных спектров. Позже она была расширенна и уточнена.

В 1924 году Гарвардская обсерватория завершила публикацию каталога Г. Дрепера, содержащего классификацию свыше 225 тысяч звезд. Современная классификация является уточненной и дополненной версией этой классификации, общепринятой в современной астрономии.

По Гарвардской классификации выделялось семь спектральных классов, обозначенных латинскими буквами O, B, A, F, G, K, M. При движении по ряду слева направо изменяется цвет звезды: O – голубой, А – белый, G – желтый, М – красный. В том же направлении соответственно уменьшается температура звезд.

П
озже к Гарвардской классификации спектров были добавлены два ответвления и еще один главный классW. В итоге классификация звездных спектров ныне выглядит следующим образом:

Кроме того, каждый основной класс делится еще на десять подклассов, например О1, О2, О3 и так далее. Наше Солнце относится к классу G2.

Звезды имеют в основном примерно одинаковый химический состав: основные компоненты – водород и гелий с небольшими примесями других веществ. Поэтому разнообразие спектров объясняется различными температурами звезд.

Самые горячие звезды – звезды класса W. Температура их поверхности достигает 100000 К. Их цвет – голубой. Голубые также звезды класса O. Их температура от 50000 К и ниже. Голубовато-белые звезды класса B имеют температуру 12000 – 25000 К; белые звезды класса А – 11000 К. Желтые звезды классов F и G и желтовато-оранжевые класса К имеют температуру порядка 4500 К. И, наконец, самые холодные звезды – красные звезды класса М с температурой ниже 3600 К.

В 1905 году голландский астроном Э. Герцпрунг попробовал сопоставить абсолютные величины звезд и их спектральные классы. В 1913 году его работу завершил американец Г. Рассел. В результате получилась знаменитая диаграмма, названная именами ученых.

Как видно из диаграммы, спектральный класс звезды и ее светимость находятся в некоторой зависимости: точки, соответствующие различным звездам, группируются в несколько скоплений. Эти скопления называют последовательностями.

Основная масса звезд принадлежит главной последовательности. Чем горячее звезда главной последовательности, тем большую светимость она имеет. Кроме главной последовательности выделяются также белые карлики, гиганты и сверхгиганты.

Диаграмма показывает, что звезды данного спектрального класса не могут иметь произвольную светимость, и наоборот, звезды определенной светимости не могут иметь произвольную температуру.

Какого цвета звезды

Цвета звезд. 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. Закон Планка описывает распределение энергии в спектре тела. Он указывает, что с ростом температуры повышается полный поток излучения, а максимум в спектре сдвигается в сторону коротких волн. Длина волны (в сантиметрах), на которую приходится максимум излучения, определяется законом Вина: l max = 0,29/T . Именно этот закон объясняет красный цвет Антареса (T = 3500 K) и голубоватый цвет Ригеля (T = 18000 К). Закон Стефана дает полный поток излучения на всех длинах волн (в ваттах с квадратного метра): E = 5,67" 10 –8 T 4 .

Спектры звезд. Изучение звездных спектров – это фундамент современной астрофизики. По спектру можно определить химический состав, температуру, давление и скорость движения газа в атмосфере звезды. По доплеровскому смещению линий измеряют скорость движения самой звезды, например, по орбите в двойной системе.

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.