Звездите са толкова далеч, че дори и най-големия телескоп те изглеждат просто точки. Откъде знаеш, че размерът на звездите?
Астрономия идва в Новолуние. Тя се движи бавно срещу фона на звездите, от своя страна блокира светлината, идваща от тях. Въпреки, че ъгловите размери на звездата е изключително малка, Луната я закрива не веднъж, но за времето на няколко стотни или хилядни от секундата. По време на процеса на намаляване на яркостта с покриването Star Moon Star определена ъглова разделителна способност. И, знаейки разстоянието до звездата, на ъгловите размери е лесно да се получи истински й измерения.
Но само една малка част от звездите в небето е толкова добре, че могат да бъдат обхванати от Луната. Затова обикновено се използват други методи за оценка на звездна размери. Ъглови светъл диаметър и не много далечното светло могат директно да бъдат измерени чрез специално устройство - оптичен интерферометър. Но в повечето случаи радиус звезда (R) се определя теоретично, въз основа на оценките на общия неговата пропускливост (L) и температура (Т):
Размерите на звездите са много различни. Има звезди свръхгиганти, чийто радиус е хиляди пъти по-слънчева. От друга страна, известно джуджета с радиус от десет пъти по-малка от тази на Слънцето.
Най-важната характеристика е масата на звездата. Колкото повече материал, събрани в една звезда, толкова по-високо налягането и температурата в центъра му, и я определя почти всички други характеристики на звездата, както и характеристиките на своя начин на живот.
Директен оценка на масите може да се направи само въз основа на закона за всемирното привличане. Маса звезда се различава значително по-малки поредици: от около 10 28 до 10 32 килограма. Има връзка между масата на звездата и нейната светимост: по-голяма от масата на звездата, по-голямата му светимост. Осветеността е пропорционална на около четвъртата власт на масата на звездата:
C
Разнообразието от звезди. Харвард класификация на спектрите.
Основният метод за изследване на звездите - изследване на спектрите им. Специален апарат, монтиран на телескопа, с помощта на решетка дифракция излага светлина на звездата при дължини на вълните в дъгата ивици на спектъра. Астрономите получат много информация за звезди, дешифриране спектрите им. Спектърът на звезда определя колко енергия идва от звездата на различни дължини на вълните, както и да се оцени нейната температура по-точно, отколкото по цвят. Многобройни тъмни линии пресичащи спектрална лента, свързани с усвояването на светлина от атомите на различни елементи в атмосферата на звезди. Тъй като всеки химичен елемент има свой собствен набор от линии, спектърът да се определи кои вещества се състои от звезда. Спектрите на звездите може да бъде разделен на няколко класа.
През 70-те години на ХIХ век, един от пионерите на астрофизиката директор на Ватикана обсерватория А. Секи предложен първата класификация на спектрите. По-късно тя е разширена и изискан.
През 1924 г. Харвард обсерватория завършен публикации Каталог Г. Дрейпър, съдържащ класификация на повече от 225,000 звезди. Съвременната класификация се рафинира и допълнена версия на тази класификация, стандартът в съвременната астрономия.
Според класификацията Харвард очертава седем спектрални класове, обозначени с латински букви O, B, A, F, G, K, М. При движение по реда отляво надясно променя цвета на звездите: O - синьо, A - бяло, Г - жълто, M - Червен , В същата посока като температурата намалява звезда съответно.
P
В допълнение, всеки основен клас акции за още десет подкласове, като О1, О2, О3, и така нататък. Нашето Слънце принадлежи към класа на G2.
W
През 1905 г. холандски астроном Е. Gertsprung се опита да сравни абсолютните стойности на звездите и техните спектрални класове. През 1913 г. работата си завършил американски Г. Ръсел. Резултатът е добре известна фигура, е кръстен на учени.
Както се вижда от диаграмата, спектрален клас и неговите светимост звезди са в една връзка: точка, съответстваща на различните звезди, са групирани в няколко клъстери. Тези клъстери са наречени последователности.
По-голямата част на звездата принадлежи на главната последователност. Най-гореща звезда основната последователност, толкова повече тя е между яркостта. В допълнение към основната последователност е също изтъкнати бели джуджета, гиганти и свръхгиганти.
Графиката показва, че звездите на спектрален клас не могат да имат произволна блясък, и обратно, а някои светимост звезди не могат да имат произволна температура.
Свързани статии