для звезд какого типа выполняется правило чем звезда горячее тем больше ее светимость
Светимость и температура звёзд
Диаграмма «температура — светимость»
В начале 20-го века датский астроном Э. Герцшпрунг и американский астроном Г. Рессел решили выяснить: как связана светимость звезды с её температурой?
Поскольку каждая звезда имеет определённую температуру и светимость, она может быть представлена точкой на координатной плоскости, по осям координаты которой отложены температура и светимость звезды (рис. 40.2).
1 Герцшпрунг и Рессел вместо температуры звёзд использовали их «спектральные классы» (соответствующая диаграмма называется диаграммой Герцшпрунга — Рессела). Использование температуры звёзд делает диаграмму более наглядной.
Герцшпрунг и Рессел заметили, что почти все звёзды сгруппировались в несколько областей, главные из которых обозначены на рисунке 40.2.
Главная последовательность: от красных карликов до голубых гигантов
Из левого нижнего угла диаграммы «температура — светимость» в верхний правый угол тянется полоса, в которую попадает, по разным оценкам, от 90 до 99 % всех звёзд. Поэтому эту полосу называют главной последовательностью. Наше Солнце также принадлежит главной последовательности (его положение обозначено на диаграмме).
Что же объединяет звёзды, принадлежащие главной последовательности? Ведь в ней есть очень разные звёзды: в нижней её части находятся красные карлики — так называют красноватые, то есть сравнительно холодные, звёзды с малой светимостью, в середине — звёзды типа нашего Солнца, а в верхней части — голубые гиганты — горячие звёзды с огромной светимостью.
Однако у всех этих звёзд есть общее свойство: чем выше температура звезды, тем больше её светимость.
Такая простая взаимосвязь между температурой звезды и её светимостью может показаться на первый взгляд совершенно очевидной. Однако очевидности тут на самом деле нет, так как существуют звёзды с низкой температурой и большой светимостью и, наоборот, — звёзды с высокой температурой и малой светимостью. Именно они и заполняют две другие «населённые» области на диаграмме «температура — светимость». Это красные гиганты и белые карлики. Что же они собой представляют?
Светимость звезды
Звезды выбрасывают в открытый космос громадное количество энергии, почти полностью представленной разными видами лучей. Суммарная энергия излучения светила, испускаемая за отрезок времени — это и есть светимость звезды. Показатель светимости очень важен для изучения светил, поскольку зависит от всех характеристик звезды.
Простые тонкости светимости
Первое, что стоит отметить, говоря о светимости звезды — ее легко спутать с другими параметрами светила. Но в деле все очень просто — надо только знать, за что отвечает каждая характеристика.
Светимость звезды (L) отражает в первую очередь количество энергии, излучаемой звездой — и потому измеряется в ваттах, как и любая другая количественная характеристика энергии. Это объективная величина: она не меняется при перемещении наблюдателя. У Солнца этот параметр составляет 3,82 × 10 26 Вт. Показатель яркости нашего светила часто используется для измерения светимости других звезд, что куда удобнее для сопоставления — тогда он отмечается как L☉, (☉— это графический символ Солнца.)
Материалы по теме
Звездная величина
Звезда Арктур из земли. Автор снимка F. Espenak.
Очевидно, что наиболее информативной и универсальной характеристикой среди вышеперечисленных является светимость. Так как этот параметр отображает интенсивность излучения звезды наиболее подробно, с его помощью можно узнать многие характеристики звезды — от размера и массы до интенсивности ядерных реакций.
Светимость от А до Я
Источник излучения в звезде искать долго не приходится. Вся энергия, которая может покинуть светило, создается в процессе термоядерных реакций синтеза в звездном ядре. Атомы водорода, сливаясь под давлением гравитации в гелий, высвобождают громадное количество энергии. А в звездах помассивнее «горит» не только водород, но и гелий — порой даже более массивные элементы, вплоть до железа. Энергии тогда получается в разы больше.
Материалы по теме
Масса звезды
И тут вступает в игру площадь излучения. Ее влияние в процессе передачи энергии очень велико, что легко проверяется даже в быту. Лампа накаливания, нить которой нагревается до 2800 °C, за 8 часов работы существенно не изменит температуру в помещении — а обычная батарея температурой в 50–80 °C сумеет прогреть комнату до ощутимой духоты. Разницу в эффективности обуславливают отличия в количестве поверхности, излучающей энергию.
Соотношение площади ядра звезды и ее поверхности часто бывает соизмеримо с пропорциями нити лампочки и батареи — поперечник ядра красного сверхгиганта может составлять всего одну десятитысячную общего диаметра звезды. Таким образом, на светимость звезды серьезно влияет площадь ее излучающей поверхности — то есть поверхности самой звезды. Температура тут оказывается не столь существенной. Накал поверхности звезды Альдебаран на 40% меньше температуры фотосферы Солнца — но из-за больших размеров, ее светимость превышает солнечную в 150 раз.
Получается, в вычислениях светимости звезды роль размеров важнее температуры и энергии ядра? На самом деле нет. Голубые гиганты с высокой светимостью и температурой обладают схожей светимостью с красными сверхгигантами, которые намного больше размерами. Кроме того, самая массивная и одна из наиболее горячих звезд, R136a1, обладает самой высокой яркостью среди всех известных звезд. До открытия нового рекордсмена, это ставит точку в дискуссии о наиболее важном для светимости параметре.
Использование светимости в астрономии
Диаграмма Герцшпрунга — Рассела
Таким образом, светимость достаточно точно отражает как и энергию звезды, так и площадь ее поверхности — поэтому она задействована во многих классификационных диаграммах, используемых астрономами для сравнения звезд. Среди них стоить выделить диаграмму Герцшпрунга-Рассела, отображающую интересные закономерности в распределении звезд во Вселенной — например, по ней легко определить возраст звезды. Также на светимости базируется йеркская спектральная классификация звезд — именно в ней фигурируют такие термины «белые карлики» или «сверхгиганты».
Абзацем выше упоминалось о том, как температура звезды влияет на светимость. Эту зависимость астрономы используют для выяснения параметров звезды — особенно тогда, когда цвет, самый точный индикатор нагрева объекта, искажается гравитацией. Также яркость звезды косвенно связана с ее составом. Чем меньше в веществе светила элементов, тяжелее гелия и водорода, тем больше она может набрать массы — критической характеристики в определении яркости звезды.
Похожие статьи
Понравилась запись? Расскажи о ней друзьям!
Для звезд какого типа выполняется правило чем звезда горячее тем больше ее светимость
Невооруженным глазом и тем более при наблюдениях в бинокль или телескоп нетрудно заметить, что звезды различаются по цвету. Цвет звезд в значительной степени определяется температурой их видимой поверхности.
При хорошей остроте зрения на небе видно около 6000 звёзд, по 3000 в каждом полушарии.
РАССТОЯНИЯ ДО ЗВЁЗД
Расстояние до далёкого предмета можно определить, не добираясь до него физически. Нужно измерить направления на этот предмет с двух концов известного отрезка (базиса), а затем рассчитать размеры треугольника, образованного концами отрезка и удалённым предметом. Это можно сделать, потому что в треугольнике известна одна сторона (базис) и два прилежащих угла. При измерениях на Земле этот метод называют триангуляцией.
Годичным параллаксом звезды называется угол, под которым с неё был бы виден средний радиус земной орбиты, перпендикулярный направлению на звезду.
Параллаксы даже самых близких звёзд чрезвычайно малы, меньше 1″. Здесь требуются очень точные инструменты, поэтому не удивительно, что долгое время (до середины XIX в.) измерить параллаксы не удавалось. И разумеется, это было совершенно невозможно во времена Коперника, который впервые предложил метод параллаксов как прямое следствие своей гелиоцентрической системы (в геоцентрической системе параллактических смещений быть не должно).
Из соотношений в параллактическом треугольнике легко вычислить, что 1 парсек (пк) равен 206 265 а. е., или примерно 30 трлн километров. Это очень большая величина, свет преодолевает такой путь за 3,26 года.
Сейчас методом параллакса определены расстояния до многих тысяч звёзд. К сожалению, лишь для ближайших соседей это удаётся сделать с большой точностью. Однако существует ряд методов, с помощью которых расстояние до звезды можно получить косвенным путём, используя различные астрофизические или статистические соотношения. Так, светимость переменных звёзд, называемых цефеидами, оказалась связанной с периодом изменения их блеска. Зная период далёкой переменной звезды и её видимую звёздную величину, легко найти расстояние до звезды. Методы изучения двойных звёзд также позволяют вычислить расстояния до некоторых из них. Есть и другие косвенные способы определения расстояний до звёзд и звёздных систем.
Химический состав звезд
Определяется по спектру (интенсивности фраунгоферовых линий в спектре).Разнообразие спектров звезд объясняется прежде всего их разной температурой, кроме того вид спектра зависит от давления и плотности фотосферы, наличием магнитного поля, особенностями химического состава. Звезды состоят в основном из водорода и гелия (95-98% массы) и других ионизированных атомов, а у холодных в атмосфере присутствуют нейтральные атомы и даже молекулы.
Когда были измерены расстояния до ярких звёзд, стало очевидным, что многие из них по светимости значительно превосходят Солнце. Если светимость Солнца принять за единицу, то, к примеру, мощность излучения четырёх ярчайших звёзд неба, выраженная в светимостях Солнца, составит:
ЦBET И ТЕМПЕРАТУРА
Человеческий глаз не способен очень точно определить цвет звезды. Для более точных оценок служат фотографические и фотоэлектрические приёмники излучения, чувствительные к различным участкам видимого (или невидимого) спектра. Ведь цвет звезды зависит от того, на какой участок спектра приходится наибольшая энергия излучения. Сравнение звёздных величин в разных интервалах спектра (например, в голубом и жёлтом) позволяет количественно охарактеризовать цвет звезды и оценить её температуру.
СПЕКТРАЛЬНАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ ЗВЁЗД
В горячих голубых звёздах с температурой свыше 10-15 тыс. кельвинов большая часть атомов ионизована, так как лишена электронов. Полностью ионизованные атомы не дают спектральных линий, поэтому в спектрах таких звёзд линий мало. Самые заметные принадлежат гелию. У звёзд с температурой 5-10 тыс. кельвинов (к ним относится Солнце) выделяются линии водорода, кальция, железа, магния и ряда других металлов. Наконец, у более холодных звёзд преобладают линии металлов и молекул, выдерживающих высокие температуры (например, молекул окиси титана).
Солнце G2 Сириус А1 Канопус F0 Арктур К2 Вега А0 Ригель В8 Денеб А2 Альтаир А7 Бетельгейзе М2
Полярная F8
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 (линейные) размеры.
позволяющую найти радиус звезды по её температуре и светимости (величины R®, L® и Т® = 6000 К известны).
Итак, по своим размерам, звезды делятся (название: карлики, гиганты и сверхгиганты ввел Генри Рессел в 1913г, а открыл их в 1905г Эйнар Герцшпрунг, введя название «белый карлик»), введены с 1953 года на:
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 также особенности её жизненного пути.
Прямые оценки массы могут быть сделаны только на основании закона всемирного тяготения. Такие оценки удалось получить для большого числа звёзд, входящих в двойные системы, измеряя скорости их движения вокруг общего центра масс. Все другие способы вычисления массы считаются косвенными, поскольку они строятся не на законе анализе тех звёздных характеристик, которые так или иначе связаны с массой Чаще всего это светимость. Для многих звёзд выполняется простое правило: чем выше светимость, тем больше масса. Эта зависимость нелинейна: например, с увеличением массы вдвое светимость возрастает более чем в 10 раз.
Анализируя важнейшие характеристики звёзд, сопоставляя их друг с другом, учёные смогли установить и то, что недоступно прямым наблюдениям: как устроены звёзды, как они образуются и изменяются в течение жизни, во что превращаются, растратив запасы своей энергии.
Класс В – это бело-голубые звезды. Температура их 14 000 °С. Температура их 14 ООО °С. Типичные звезды: Эпсилон в созвездии Ориона, Ригель, Колос.
Класс F – это бело-желтые звезды. Температура их поверхности 6700 °С. Типичные звезды Канопус, Процион, Альфа в созвездии Персея.
Кроме звезд главной последовательности, астрономы выделяют такие типы звезд:
Красные гиганты и сверхгиганты — это звезды с довольно низкой эффективной температурой в 2700- 4700°С, однако с огромной светимостью. Для их спектра характерно присутствие молекулярных полос поглощения, а максимум излучения приходится на инфракрасный диапазон.
Нейтронные звезды – класс звезд, как и белые карлики, образуются после гибели звезды с массой 8-10 масс Солнца (звезды с большей массы уже образуют черные дыры). В данном случае ядро сжимается до тех пор, пока большинство частиц не превратится в нейтроны. Одной из особенности нейтронных звезд является сильное магнитное поле. Благодаря ему и быстрому вращению, приобретенному звездой из-за несферического коллапса, в космосе наблюдаются радио- и рентгеновские источники, которые называются пульсары.
Для звезд какого типа выполняется правило чем звезда горячее тем больше ее светимость
2.2. Звезды, общие понятия.
Задание категории 1. Двойная звезда состоит из голубой звезды с температурой поверхности 30000K и блеском 0m и красной звезды с температурой поверхности 3000K и блеском 5m. Как соотносятся радиусы этих звезд?
Задание категории 2.
Белый карлик, имеющий радиус 6000 км, температуру поверхности 10000 K и массу, равную массе Солнца, пролетает через межзвездное скопление кометных ядер, каждое из которых имеет радиус 1 км и плотность 1 г/см3. Сколько комет должно ежедневно падать на белый карлик,
чтобы его средняя светимость удвоилась?
Задание категории 3.
Звезды A и B светят одинаково через красный светофильтр, звезды B и C – одинаково через зеленый, а A и C – одинаково через синий. При этом в зеленых лучах звезда A ярче звезды B. Расположите эти три звезды в порядке возрастания их температуры.
Задание категории 4.
Определите, до какой температуры можно нагреть абсолютно черный шар радиусом r и бесконечной теплопроводностью с помощью солнечного излучения, собираемого зеркалом диаметром D и фокусным расстоянием F? Потерями энергии из-за теплопередачи и в атмосфере
пренебречь.
Тестовые задания (ответить ДА или НЕТ и пояснить свой ответ)
Звезды, общие понятия.
1. Красные звезды – самые горячие.
2. Если температуру звезды увеличить вдвое, не меняя ее размеров, то светимость звезды возрастет в 16 раз.
3. Поверхностная яркость Солнца не зависит от расстояния до него.
4. При одинаковой светимости горячая звезда имеет меньший размер, нежели холодная.
5. Диапазон значений масс существующих звезд много шире, нежели диапазон светимостей.
2.3. Классификация звезд.
Задание категории 1.
Белый карлик имеет массу 0.6 масс Солнца, светимость 0.001 светимости Солнца и температуру, вдвое большую температуры Солнца. Во сколько раз его средняя плотность выше солнечной?
Задание категории 2.
Звезда Капелла имеет тот же показатель цвета, что и Солнце. Расстояние до нее равно 13 пк, а на нашем небе она выглядит как звезда 0.1m. К какому типу звезд относится Капелла? На каком расстоянии от Капеллы должна находиться планета, чтобы условия на ее поверхности были схожи с земными?
Задание категории 3.
Звезды какого типа имеют наибольшие размеры?
Тестовые задания (ответить ДА или НЕТ и пояснить свой ответ)
1. У красных звезд показатель цвета B–V больше нуля.
2. Солнце – звезда главной последовательности.
3. Звезда главной последовательности с массой в 2 массы Солнца светит как два Солнца.
4. Большая часть существующих звезд находится на главной последовательности.
5. Красные гиганты – самые молодые из существующих звезд.
2.4. Движение звезд в пространстве.
Задание категории 1.
Как известно, Солнце движется вокруг центра Галактики со скоростью около 250 км/с, и в настоящий момент это движение происходит в направлении созвездия Цефея. Почему же во многих книгах написано, что апекс движения Солнца находится в созвездии Геркулеса?
Задание категории 2.
Звезда Вега имеет собственное движение 0.35″ в год, параллакс 0.129″ и лучевую скорость –14 км/c. Через сколько лет Вега окажется к нам вдвое ближе, чем сейчас?
Задание категории 3.
За сколько лет Земля в своем годовом движении вокруг Солнца пройдет путь, равный расстоянию до α Центавра? Это – важное характерное время: на таком интервале времени вид звездного неба на Земле существенно изменяется. Почему?
Тестовые задания (ответить ДА или НЕТ и пояснить свой ответ)
1. Если лучевая скорость звезды имеет знак «+», то звезда приближается к нам.
2. Точность измерения лучевых скоростей звезд много лучше точности измерения их тангенциальных скоростей.
3. Собственные движения звезд не превышают 1″ в год.
4. Скорость движения Солнца вокруг центра Галактики больше скорости движения Земли вокруг Солнца.
5. Апекс указывает направление движения Солнца относительно центра Галактики.
2.5. Двойные и переменные звезды.
Задание категории 1.
Планеты с какими массами и большими полуосями орбит легче открыть около далеких звезд методом измерения лучевых скоростей звезд? методом измерения положений звезд?
Задание категории 2.
Двойная звезда состоит из звезд 3m и 8m, угловое расстояние между которыми изменяется от 1″ до 5″ с периодом 50 лет. Лучевая скорость слабой звезды относительно Солнца изменяется с амплитудой ±5.55 км/с, яркой звезды ±1.11 км/с. Считая орбиты звезд круговыми, найдите массы и светимости обеих звезд. Что можно сказать об их физических свойствах?
Задание категории 3.
У затменной переменной звезды глубина главного и вторичного минимумов составляет соответственно 0.55m и 0.11m. Определите, если это возможно: отношение масс, отношение радиусов, отношение эффективных температур и отношение светимостей двух звезд, входящих в систему. Потемнением дисков звезд к краю пренебречь.
Задание категории 4.
Затменная переменная звезда каждые 30 дней уменьшает свой блеск на 0.2m, при этом все ее минимумы совершенно одинаковы. Спектральные наблюдения показали, что линия Hα (лабораторная длина волны 6563 A) раздвоена, ее компоненты периодически расходятся на 2 A. Считая затмения центральными, а средние плотности звезд – одинаковыми, определите их массы. Потемнением дисков звезд к краю пренебречь.
Тестовые задания (ответить ДА или НЕТ и пояснить свой ответ)
1. Большая часть звезд входит в двойные и кратные системы.
2. Две одинаковые звезды, идентичные Солнцу, находящиеся в 1 а.е. друг от друга, будут обращаться по круговым орбитам с периодом в 1 год.
3. Во время главного минимума затменной переменной звезды всегда большая из компонент затмевает меньшую.
4. Существование темной (не отражающей свет) планеты около далекой звезды невозможно установить фотометрическим путем.
5. Чем больше период цефеиды, тем больше ее светимость.
2.6. Рассеянные и шаровые звездные скопления.
Задание категории 1.
Известно, что орбиты шаровых скоплений имеют большой эксцентриситет и наклонение к плоскости Галактики. Объясните, почему шаровых скоплений наблюдается больше в гало галактик, чем вблизи их ядер?
Задание категории 2.
Измерив собственные движения звезд рассеянного звездного скопления, астрономы обнаружили, что все они направлены к одной точке неба, отстоящей на 20° от самого скопления. Величина собственного движения составляла 0.1″ в год. Наблюдатели также измерили лучевую скорость
звезд, равную 20 км/с, однако по рассеянности забыли указать ее знак, то есть не сообщили, приближаются или удаляются от нас звезды скопления. Восстановите эту недостающую информацию, а также найдите расстояние до звездного скопления.
Задание категории 3.
Представьте, что Солнце, двигаясь вокруг центра Галактики, встречается с шаровым звездным скоплением и пролетает прямо через его центр. Сможет ли Солнце сохранить свою планетную систему такой, какой она была до сближения со скоплением? Скопление имеет радиус 30 пк и состоит из миллиона звезд, равномерно распределенных внутри скопления.
Задание категории 4.
Шаровое звездное скопление имеет на нашем небе блеск 4.5m и видимый диаметр 25′. Расстояние до скопления составляет 3 кпк. Считая, что скопление состоит из звезд, похожих на Солнце, равномерно распределенных по объему внутри шара, оцените освещенность на ночной стороне обитаемой планеты, обращающейся вокруг одной из центральных звезд скопления. Сравните ее с освещенностью в лунную ночь на Земле. Поглощением света в межзвездной
среде и в атмосфере планеты пренебречь.
Тестовые задания (ответить ДА или НЕТ и пояснить свой ответ)
1. Рассеянные скопления имеют значительно меньшую массу, нежели шаровые.
2. Рассеянные скопления богаты молодыми голубыми звездами.
3. Все наблюдаемые шаровые скопления в разных галактиках имеют значительный возраст.
4. Светимость на единицу массы у рассеянных скоплений меньше, чем у шаровых.
5. Шаровые звездные скопления располагаются вблизи плоскости Галактики, на небе – в районе Млечного Пути.