Расположение звёзд на диаграмме «цвет - светимость» 


Мы поможем в написании ваших работ!



ЗНАЕТЕ ЛИ ВЫ?

Расположение звёзд на диаграмме «цвет - светимость»



 

К началу двадцатого века был накоплен огромный объём знаний о звёздных спектрах, а также измерены расстояния до многих звёзд, и на основании этих данных определены их светимости (светимость звезды – это мощность, с которой она излучает электромагнитную энергию). В связи с этим возникла потребность каким-то образом систематизировать полученную информацию. И наиболее эффективной оказалась следующая классификация звёзд.

Астрономы определяли цвет звёзды и её светимость. Затем звезда изображалась в виде точки на диаграмме «цвет-светимость». Цвет звезды определяется температурой её поверхности. Например, при температуре 3000 градусов больше всего энергии звезда излучает в красном диапазоне волн. При 6000 градусов (как у Солнца) – в жёлтом. Наиболее горячие звёзды – голубые, их температуры выше 10000 градусов.

Изучая диаграмму «цвет-светимость», датский астроном Э. Герцшпрунг и американский астроном Г. Рессел обнаружили очень интересный и важный факт: звёзды заполняют всю площадь диаграммы не беспорядочно, а группируются внутри узких полос. Поэтому часто эту диаграмму называют диаграммой Герцшпрунга-Рессела (рис. 1).

 

 
 

 

 


Рис. 1. Диаграмма Герцшпрунга-Рессела, показывающая зависимость светимости звезды (L / L * – отношение светимости звезды к светимости Солнца) от её цвета, который определяется температурой поверхности (табл. 1). Из диаграммы видно, что звёзды образуют несколько ярко выраженных групп [152,с.22].

 

Подавляющее большинство всех известных звёзд располагается вблизи линии, пересекающей диаграмму по диагонали и называемой «главной последовательностью». Все остальные звёзды тоже образуют ряд ярко выраженных групп.

Светимость звезды и температура её поверхности – это величины, которые невозможно измерить непосредственно. Непосредственно можно измерить только количество излучения звезды, падающее на единицу площади земной поверхности, а также определить, как интенсивность этого излучения распределена в зависимости от длины волны. Поэтому астрономы вместо светимости звезды используют понятие звёздной величины, а вместо температуры – показатель цвета.

Звёздная величина – это видимая с Земли яркость звезды. Исторически сложилось, что наиболее яркие звёзды неба называли звёздами первой величины, а наиболее тусклые – звёздами шестой величины. То есть чем более тусклой является звезда, тем больше её звёздная величина. Яркость самых тусклых звёзд, видимых невооружённым глазом, слабее яркости самых ярких звёзд примерно в сто раз. Чтобы не нарушать исторически сложившуюся традицию, было принято следующее определение звёздных величин.

Первую звёздную величину имеет звезда, яркость которой равна средней яркости двадцати наиболее ярких звёзд неба. Вторую звёздную величину имеет звезда, яркость которой в » 2,52 раза меньше, чем у звезды первой звёздной величины первой. Третью звёздную величину имеет звезда, яркость которой в » 2,52 раза меньше, чем у звезды второй звёздной величины. И так далее.

Математически это определение звёздной величины (меры яркости) можно записать так. Если – видимая с Земли яркость звезды А, – видимая с Земли яркость звезды В, то разность их звёздных величин равна:

mB – mA = – 2,5 lg (1.1)

Здесь mB – звёздная величина звезды В, mA – звёздная величина звезды А.

Предположим, звезда А имеет первую звёздную величину, и она в сто раз ярче звезды В. Из уравнения (1.1) следует, что звезда В имеет шестую звёздную величину:

mB = 1 – 2,5 lg 0,01 = 6

В астрономии также используется понятие абсолютной звёздной величины. За абсолютную звёздную величину принимается звёздная величина, которую имела бы звезда, если бы она находилась от Земли на расстоянии 10 парсек (1 парсек» 3,26 световых года – это расстояние, с которого радиус земной орбиты виден под углом в одну секунду). Например, звёздная величина Солнца равна –26,7, а абсолютная звёздная величина Солнца равна +4,8.

Чем выше температура поверхности звезды, тем бóльшая мощность излучения приходится на короткие волны. Чтобы узнать температуру звёздной поверхности, нужно определить, как изменяется мощность излучения в зависимости от длины волны. А для этого нужно измерять видимую яркость звезды, пропуская её свет через различные световые фильтры.

Это трудно осуществить технически, поэтому астрономы поступают проще – измеряют яркость звезды всего в двух спектральных диапазонах. Как правило, измеряют В – звёздную величину в голубом диапазоне волн (l B = 4400 ± 500 Å) и V – звёздную величину в жёлтом диапазоне волн (l B = 5480 ± 500 Å) и затем вместо температуры используют разность ВV. Эта разность называется показателем цвета.

Для большинства звёзд показатель цвета непосредственно связан с температурой звезды. Если спектр звезды сильно отличается от спектра излучения абсолютно чёрного тела, то для характеристики её поверхности используют понятие эффективной температуры. Она определяется как температура абсолютно чёрного тела, которое имеет такой же радиус, что и данная звезда, и излучает такое же количество энергии.

Зависимость между показателем цвета, абсолютной звёздной величиной, светимостью звезды и эффективной температурой её поверхности для звёзд главной последовательности приведена в таблице 1.

Когда астрономы двадцатого века составляли звёздные диаграммы, они ничего не знали об источнике звёздной энергии. Считалось, что звезда нагревается и светит исключительно за счёт энергии гравитационного сжатия. Поэтому астрономы, включая Герцшпрунга и Рессела, ошибочно полагали, что звёзды в процессе остывания движутся вниз по главной последовательности [23]. Это, конечно же, не так.

Если бы, например, Солнце в процессе эволюции двигалось по главной последовательности, то его светимость изменялась бы, и вследствие этого сильно изменялась бы температура на Земле. Но тот факт, что на Земле вот уже более трёх миллиардов лет сохраняются температурные условия, благоприятные для существования жизни, означает, что светимость Солнца практически не изменилась за это время.

Поэтому очень важно подчеркнуть, что звёзды не движутся по главной последовательности, а неподвижно стоят на ней. Когда звезда образуется, она переходит в стационарное состояние и, в зависимости от своей массы и химического состава, занимает определённое положение на главной последовательности, находясь в этом положении в течение длительного времени. Неподвижное положение звезды на главной последовательности отражает наиболее длинную и наиболее важную эволюционную фазу в её жизни – фазу горения водорода. После того как водород внутри звезды выгорает, состояние звезды достаточно быстро изменяется, и она «сходит» с главной последовательности.

 

 

ВV m L / L * T эф
– 0,3 – 4,4 4 800 30 000° K
– 0,2 – 1,6   18 600° K
– 0,1 0,1   13 800° K
0,0 0,8   10 700° K
0,1 1,5   9 300° K
0,2 2,0   8 100° K
0,3 2,3   7 400° K
0,4 2,8 6,3 6 900° K
0,5 3,8 2,5 6 300° K
0,6 4,4 1,4 5 900° K
0,7 5,2 0,7 5 500° K
0,8 5,8 0,4 5 250° K
0,9 6,2 0,25 4 900° K
1,0 6,6 0,2 4 500° K
1,1 6,9 0,15 4 200° K
1,2 7,3 0,1 3 900° K

 

Таблица 1. Характеристики звёзд главной последовательности. ВV – показатель цвета, m – абсолютная звёздная величина, L / L * – отношение светимости звезды к светимости Солнца, T эф – эффективная температура поверхности звезды. Данные взяты из [152,c.38].

 

 



Поделиться:


Последнее изменение этой страницы: 2017-02-05; просмотров: 1110; Нарушение авторского права страницы; Мы поможем в написании вашей работы!

infopedia.su Все материалы представленные на сайте исключительно с целью ознакомления читателями и не преследуют коммерческих целей или нарушение авторских прав. Обратная связь - 3.237.65.102 (0.004 с.)