Обща астрономията. Цветът на звездите и главната последователност
Цялата информация за звездите може да бъде получена само въз основа на научни изследвания, идващи от тяхната радиация. Гледането на звездите, ще забележите, че те имат различен цвят. Добре известно е, че цветът на който и да е топъл тяло, като една звезда зависи от нейната температура. По-пълно разбиране на тази връзка идва от изследване на спектрите. За повечето от звездите е спектрите на абсорбция, която на фона на непрекъснатото спектъра се наблюдават черни линии. Температурата на външните слоеве на звездата, която идва от излъчване се определя от разпределението на енергия в непрекъснат спектър. Дължината на вълната, при която максимална радиация зависи от температурата на излъчване на тялото. Както температура положение на максимално отмествания от червено до лилаво край на спектъра. Количествено, тази връзка се изразява със закон Wien е:
Lmax = 0,29 / Т, където L макс - дължина на вълната (в см), при което максималният радиация и Т абсолютната температура.
Установено е, че тази температура за различни видове звезда е в границите 2500-50 000 К. промяната на температурата променя състоянието на атоми и молекули в атмосферата на звезди, което се отразява в тяхната спектри. За редица характерни особености на спектрите на звезди се разделя на спектралните класове, които са означени с латинските букви и подредени в ред на намаляване на температурата: О, В, A, F, G, К, М. В студения (червено) клас M звезди се наблюдават в спектрите някои абсорбция линия на двуатомни молекули (например, оксиди на титан, цирконий и въглерод). Примери за звездите, чиято температура е около 3000 K, са Antares и Бетелгейзе.
Спектрите на жълта звезда клас G с температура около 6000 К, които включват нд линия преобладават метали: желязо, натрий, калций и др ...
В температурен диапазон и цвят, подобен на звездата Слънце Capella. Спектрите на бяла звезда клас, които имат температура от около 10 000 К (Vega, Deneb и Sirius), най-характерните линии на водород и множество слаби линии йонизирани метали.
Спектрите от най-горещите звезди се появяват линии на неутрален и дейонизирана хелий. Разликите на спектрите не са обяснени с разнообразието на техния химически състав и температурната разлика и други физически условия в звездни атмосфери. Изследването на спектри показва, че преобладават в състава на звездна атмосфера (и звезди като цяло) на водород и хелий. Делът на всички други химични елементи, не е повече от няколко процента.
Измерване на позицията на спектралните линии могат не само да се получи информация за химичния състав на звездите, но също така да се определи скоростта на тяхното движение. Ако източникът на лъчение (звезда или друг обект) се доближава до наблюдател, или извадени от нея със скоростта и наблюдателят ще запише промяната в дължината на вълната на полученото лъчение. В случай на намаляване на разстоянието между наблюдателя и намалява звездни дължина на вълната и съответния ред се измества към края на синьо-виолетов на спектъра. Когато изтриете една звезда се увеличава дължината на вълната, и линията е изместен към червената част от него. Това явление се нарича ефект на Доплер, съгласно който зависимостта на дължината на вълната на разликата от източника на пряка видимост скорост V и скоростта на светлината в се изразява със следната формула:
където L0 - дължина на вълната спектрална линия за стационарен източник, и L - дължина на вълната на спектъра на източника на движение. Ефектът на Доплер се наблюдава в оптични и други региони на спектъра и се използва широко в астрономията.
Данните на яркостта и спектрите на звездите в началото на ХХ век. Те са сравнени с два астрономи - Einar Херцшпрунг (Холандия) и Хенри Ръсел (САЩ) - и представени под формата на диаграма, наречен "Херцшпрунг-Ръсел." Ако хоризонталната ос представлява спектралните класове (температура), звезди и вертикалата - техните светимост (абсолютни величини) след всяка звезда ще съответства на определена точка на тази графика. В резултат на това тя намери определени модели в подредбата на звездите в схемата - те не запълни целия си поле, и образуват няколко групи, тези последователности. Най-многобройни (около 90% от всички звезди) е основната последователност на броя на звездите, които принадлежат към нашето Слънце (позицията отбелязани на схемата на кръг). Звездата тази последователност различна осветеност и температура и връзката на тези характеристики е много строго да се спазва: най-високите светимост звезди са най-горещите и като намаляване на температурата на светимостта намалява. Червените звезди с ниска светимост се наричат червени джуджета. Въпреки това, на фигурата, има и други последователности, където не се наблюдава такъв модел. Това е особено забележимо между охладител (червен) звезди в допълнение към звездите, принадлежащи към основната последователност и по този начин имат ниска осветеност, графиката представя звезди висок блясък, които практически не се променя с промяната на температурата. Тези звезди принадлежат към две последователности (гиганти и свръхгиганти), получили името, защото на неговата пропускливост, което значително превишава яркостта на слънцето. Специално място в схемата заемат ниско светимост горещи звезди - бели джуджета. Едва в края на XX век. когато размерът на знания за физичните процеси, които се извършват в звезди, значително увеличен и стана ясно по пътя на своето развитие, успяхме да намерим теоретична обосновка за емпиричните закономерности, които отразяват диаграма "спектър - светимост".
Начало раздел
Свързани статии