Солнце по классификации звезд представляет собой

Классификация звезд. Солнце, его характеристики и эволюция.

Классификация звезд осуществляется с помощью Диаграммы Герцшпрунга –Ресселла.(ДГР) –графического изображения зависимости светимости звезды от эффективной температуры.см рис 2.24. Звездные классы.: O, B, M, A, F, G, K, T, N.( Для запоминания: «О Боже Мой АФГанистан Куда Ты Несёшься».)

Логарифм светимости звезды относительно светимости Солнца

Lg (L/L_O) O B A F G K M

Логарифм температуры (Lg T)

Рис.2.24. Схематизированная диаграмма Герцшпрунга-Ресселла. L — светимость звезды, Т –эффективная температура. L_О –светимость Солнца.

Солнце (желтый карлик класса G4 находится на главной последовательности) – звезда представляет собой газовый шар в состоянии плазмы («горячий огонь»). Под действием тяготения Солнце стремиться сжаться. Сжатию препятствует давление газа, возникающее из-за высокой температуры. Источником энергии Солнца является термоядерная реакция горения ядер водорода и превращения четырех протонов в одно ядро гелия в центральной области Солнца.

Характеристики Солнца: радиус 7 10 8 м, масса 2 10 30 кг, плотность 1,4 г/см 3 , температура поверхности 5800 о К, излучаемая мощность (светимость) 4 10 18 Мвт. Химический состав: водород 74%, гелий 24%, углерод, азот, кислород, неон 3%, Возраст 5 10 9 лет.

Теоретические значения в центре Солнца: температура 13 10 6 К, плотность 98 г/см 3 , давление 2 10 11 атмосфер.

Эволюция Солнца. Наша звезда Солнце – звезда третьего поколения Галактики образовалась в результате вспышки Сверхновой на краю спирального рукава Ориона Галактики, вдоль которого располагаются скопления молодых звезд и облака межзвездного газа и пыли.

Когда Солнце достигнет возраста 9 млрд. лет термоядерная реакция горения водорода в центре Солнца прекращается. Водород в центре Солнца превратится в гелий, и образуется гелиевого ядро. Водород горит только в тонкой оболочке. Ядро сжимается, оболочка расширяется, желтая звезда Солнце превращается в красного гиганта размером с орбиту Марса за время 0,5 млрд лет. Затем начинает гореть гелий, превращаясь в углерод в течении 5 10 7 лет. Вся оболочка сбрасывается, и красный гигант превращается в медленно остывающего белого карлика — конечную стадию эволюции звезд данного класса. Со временем светимость Солнца возрастает на 1 % на каждые 100 млн. лет.

Ближайшей к Солнцу звездой класса G4 является ( Центавра А ) находящаяся на расстоянии 1,32 парсека = 4,307 световых года = 4,0735 10 16 км.

Красные гиганты – относительно холодные звезды высокой светимости с протяженными оболочками. Красные гиганты имеют большие радиусы и огромные излучающие поверхности. Максимум излучения приходится на красную и инфракрасную области спектра электромагнитного излучения. Красные гиганты имеют гелиевое ядро, окруженное тонким слоевым источником энерговыделения, где горит водород, или углеродно-кислородное ядро, окруженное двумя слоями горения водородным и гелиевым. Плотность вещества в ядрах красных гигантов достигает 10 8 -10 9 г/см 3 , температура 10 8 -10 9 К.

Белые карлики – компактные звезды с массой порядка массы Солнца и радиусами около 1% радиуса Солнца. Белые карлики существуют благодаря устойчивому равновесию между силами тяготения, которые стремятся сжать звезду и давлением вырожденного электронного газа препятствующего этому. Плотность вещества белого карлика 10 5 -10 6 г/см 3 , температура поверхности около 10 4 К. Основной источник светимости белого карлика – энергия теплового движения ионов вещества звезды. Электроны имеют квантовомеханический импульс

, Давление электронного газа пропорционально концентрации частиц и энергии Ферми

, Для релятивисткого электронного газа , концентрация пропорциональна плотности

, Следовательно давление электронного газа

. Eсли гравитационное давление

> больше давления электронного газа, то происходит гравитационный коллапс звезды.

Зависимость давления от плотности вещества , где . Существует верхний предел массы холодного невращающегося белого карлика (предел Чандрасекара): Предельная масса белого карлика .

где М_О— масса Солнца, -молекулярная масса приходящаяся на один электрон. Если масса звезды М больше начинается процесс нейтронизации вещества звезды. Ядра начинают захватывать электроны в реакции обратного бета-распада , когда энергия Ферми электронов превышает порог нейтронизации. Ядра перегружаются нейтронами, и с некоторого момента начинают выбрасывать нейтроны, плотность звезды возрастает и приближается к ядерной. Размер звезду уменьшается. Белый карлик, пройдя предел Чандрасекара, превращается в нейтронную звезду.

Нейтронные звезды – сверхплотные звезды, состоящие из нейтронов с малой примесью электронов, сверхтяжелых атомных ядер и протонов. Нейтронные звезды были предсказаны в 30 гг. 20 века и открыты в виде пульсаров в 1967 г.. Пульсары испускают периодическое радиоизлучение с периодом 0,01-1сек, которое вызвано быстрым вращением нейтронной звезды. Нейтронные звезды могут проявлять себя в виде рентгенеровских пульсаров. Плотность нейтронной звезды огромна

10 14 г/см 3 . Температура 10 9 К.

Нейтронные звезды возникают в процессе нейтронизации вещества, т.е. реакции слияния электронов и протонов с образованием нейтронов в ядрах и в свободном состоянии и испусканием нейтрино:

. (2.164)

E_с , (2.165)

Мэв – энергия бета-распада нейтрона.

При выполнении условия нейтронизации E_F > E_c реакция (2.164) становится энергетически выгодной.

Пример: Реакции нейтронизации и далее лишают звезду «электронной опоры». Давление электронного газа падает, и против силы тяготения действует только давление вырожденного газа нейтронов, обеспечивая гидростатическое равновесие нейтронной звезды. Масса нейтронной звезды с массой 1,5 массы Солнца имеет радиус около 10 км.

Дата добавления: 2014-12-18 ; просмотров: 4812 ; ЗАКАЗАТЬ НАПИСАНИЕ РАБОТЫ

Источник

Спектральная классификация звезд

Спектры звезд – это их паспорта с описанием всех звездных особенностей. Звезды состоят из тех же химических элементов, которые известны на Земле, но в процентном отношении в них преобладают легкие элементы: водород и гелий.

Спектры звезд – это их паспорта с описанием всех звездных особенностей.

По спектру звезды можно узнать ее светимость, расстояние до звезды, температуру, размер, химический состав ее атмосферы, скорость вращения вокруг оси, особенности движения вокруг общего центра тяжести.

Спектральный аппарат, устанавливаемый на телескопе, раскладывает свет звезды по длинам волн в полоску спектра. По спектру можно узнать, какая энергия приходит от звезды на различных длинах волн и оценить очень точно ее температуру. Цвет и спектр звезд связан с их температурой. В холодных звездах с температурой фотосферы 3000 К преобладает излучение в красной области спектра. В спектрах таких звездах много линий металлов и молекул. В горячих голубых звездах с температурой свыше 10000–15000 К большая часть атомов ионизована. Полностью ионизованные атомы не дают спектральных линий, поэтому в спектрах таких звездах линий мало.

На основе многочисленных снимков спектров звезд, полученных в США на Гарвардской обсерватории, в начале XX в. была разработана детальная классификация звездных спектров, которая легла в основу современной спектральной классификации.

В Гарвардской классификации спектральные типы (классы) обозначены буквами латинского алфавита: О, В, A, F, G, К и М. Поскольку в эпоху разработки этой классификации связь между видом спектра и температурой не была еще известна, то после установления соответствующей зависимости пришлось изменить порядок спектральных классов, который первоначально совпадал с алфавитным расположением букв.

Основная (гарвардская) спектральная классификация звёзд

Внутри класса звёзды делятся на подклассы от 0 (самые горячие) до 9 (самые холодные). В классе О подклассы начинаются с О5. Последовательность спектральных классов отражает непрерывное падение температуры звезд по мере перехода к все более поздним спектральным классам.

Подавляющее большинство звезд относится к последовательности от О до М. Эта последовательность непрерывна: характеристики звезд плавно изменяются при переходе от одного класса к другому.

Характерной особенностью звездных спектров также является наличие у них огромного количества линий поглощения, принадлежащих различным элементам. Тонкий анализ этих линий позволил получить особенно ценную информацию о природе наружных слоев звезд. Химический состав наружных слоев звезд, откуда к нам непосредственно приходит их излучение, характеризуется полным преобладанием водорода. На втором месте находится гелий, а количество остальных элементов достаточно невелико. Приблизительно на каждые десять тысяч атомов водорода приходится тысяча атомов гелия, около 10 атомов кислорода, немного меньше углерода и азота и всего лишь один атом железа. Примеси остальных элементов совершенно ничтожны. Без преувеличения можно сказать, что звезды состоят из водорода и гелия с небольшой примесью более тяжелых элементов.

Хорошим индикатором температуры наружных слоев звезды является ее цвет. Горячие звезды спектральных классов О и В имеют голубой цвет; звезды, сходные с нашим Солнцем (спектральный класс которого G2), представляются желтыми, звезды же спектральных классов К и М – красные. В астрофизике имеется тщательно разработанная и вполне объективная система цветов. Она основана на сравнении наблюдаемых звездных величин, полученных через различные строго эталонированные светофильтры. Количественно цвет звезд характеризуется разностью двух величин, полученных через два фильтра, один из которых пропускает преимущественно синие лучи («В»), а другой имеет кривую спектральной чувствительности, сходную с человеческим глазом («V»). Техника измерений цвета звезд настолько высока, что по измеренному значению B-V можно определить спектральный класс звезды с точностью до подкласса. Для слабых звезд анализ цветов – единственная возможность их спектральной классификации.

Гарвардская спектральная классификация основана на наличии или отсутствии, а также относительной интенсивности определенных спектральных линий. Кроме перечисленных в таблице основных спектральных классов, для относительно холодных звезд имеются еще классы N и R (полосы поглощения молекул углерода C2, циана CN и окиси углерода CO), класс S (полосы окисей титана TiO и циркония ZrO), а также для самых холодных звезд – класс L (полоса гидрида хрома CrH, линии рубидия, цезия, калия и натрия). Для объектов субзвездного типа – «коричневых карликов», промежуточных по массе между звездами и планетами, недавно введен специальный спектральный класс T (полосы поглощения воды, метана и молекулярного водорода).

Спектральные классы О, В, А часто называют горячими или ранними, классы F и G – солнечными, а классы К и М – холодными или поздними спектральными классами.

Так как одному гарвардскому спектральному классу могут соответствовать звёзды с одинаковой температурой фотосферы, но различных классов светимости (то есть отличающимися на порядки светимостями), то с учётом светимости была разработана йеркская спектральная классификация (называемая ещё МКК – по инициалам её авторов У. Моргана, Ф. Кинана и Э. Келмана).

В соответствии с этой классификацией звезде приписывают гарвардский спектральный класс и класс светимости.

Различают следующие классы светимости

Таким образом, если гарвардская классификация определяет абсциссу диаграммы Герцшпрунга – Рассела, то йеркская – положение звезды на этой диаграмме. Дополнительным преимуществом йеркской классификации является возможность по виду спектра звезды оценить её светимость и, соответственно, по видимой величине – расстояние (метод спектрального параллакса).

Солнце, будучи жёлтым карликом, имеет йеркский спектральный класс G2V.

Звёзды одинаковых (или близких) классов светимости образуют на диаграмме Герцшпрунга – Рассела последовательности (ветви), например, ветвь красных гигантов или белых карликов.

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела
(в разных представлениях)

Диаграмма была предложена астрономами Эйнаром Герцшпрунгом и Генри Расселом независимо друг от друга примерно в 1910 году.

Используя диаграмму, астрономы способны проследить жизненный цикл звезд, от молодых горячих протозвезд, через основные фазы развития, вплоть до фазы умирающего красного гиганта. Диаграмма также показывает зависимость температуры и цвета звезд от различных этапов их жизненного цикла.

На диаграмме Герцшпрунга-Рассела можно увидеть диагональную линию, ведущую с левого верхнего угла вправо вниз. Она известна как Главная Последовательность и большинство звезд проходят именно эти этапы в своем развитии. В целом, когда температура звезды уменьшается, падает и светимость звезды. На диаграмме также можно увидеть ответвление, которое находится выше 100 ед. светимости. Это красные гиганты, которые находятся в конце своего жизненного цикла. Они могут быть одновременно яркими и относительно холодными, поскольку они очень большие. Обычно эта стадия длится несколько миллионов лет.

Наклонные пунктирные линии на нижней диаграмме определяют размеры звезд в радиусах Солнца.

Источник