Вы уже знаете, что звёзды - это огромные пылающие шары, расположенные очень далеко от нашей планеты. Поэтому они кажутся нам на чёрном ночном небе лишь мерцающими точками. Невооружённым глазом люди могут увидеть примерно 6000 звёзд, в бинокль или телескоп - гораздо больше. Учёным известны многие и многие миллиарды звёзд.
Ближайшая к нам звезда - Солнце. Давайте познакомимся с ней подробнее.
Солнце
Это центр нашей Солнечной системы. На небе оно выглядит почти таким же, как полная Луна, но на самом деле его диаметр примерно в 400 раз больше диаметра Луны и в 109 раз больше диаметра Земли. Масса Солнца в 750 раз превышает массу всех движущихся вокруг него планет, вместе взятых.
Как и все звёзды, Солнце - гигантский пылающий шар. Температура внутри него достигает 15 млн °С. Оно испускает огромное количество тепла и света. На Землю попадает лишь незначительная их часть - одна двухмиллиардная, остальное рассеивается в космосе. Но и этого достаточно, чтобы запустить на Земле сложные процессы, такие, например, как круговорот воды, движение воздуха, рождение , штормов и т. д. И самое главное, без солнечного света и тепла невозможно было бы существование живых организмов.
Интересно, что Солнце, подобно Земле, вращается вокруг своей оси с запада на восток. Учёные внимательно изучают Солнце, так как полученные знания позволяют понять природу более далёких звёзд, а также механизм влияния Солнца на нашу планету, на жизнь организмов.
Многообразие звёзд
Если Солнце находится от Земли на расстоянии 150 млн км, то до других звёзд от нашей планеты - триллионы километров! Мир звёзд необычайно разнообразен. Они различаются между собой по размерам, цвету, яркости, температуре и многим другим признакам.
Самыми большими звёздами являются сверхгиганты. Они в сотни раз больше Солнца. Например, радиус звезды Бетельгейзе превышает радиус Солнца почти в 400 раз. Внутри этого сверхгиганта могло бы поместиться более миллиона таких звёзд, как Солнце. Звёзды, которые в десятки раз больше Солнца, называют гигантами. Само Солнце, подобные ему, а также меньшие по размерам звёзды называют карликами.
По цвету различают белые, голубые, жёлтые, красные звёзды. Наше Солнце считается жёлтым карликом. Очень интересны белые карлики - звёзды размером с нашу планету. Удивительна плотность их вещества. Одна чайная ложка вещества подобной звезды весила бы на Земле несколько тонн.
Самые яркие звёзды испускают в 100 тыс. раз больше тепла и света, чем Солнце. Но известны и такие звёзды, которые светят в миллион раз слабее Солнца.
Созвездия
Люди с древних времён наблюдали за звёздным небом. Оно помогало предсказывать наступление сезонов года, ориентироваться в дальних путешествиях, вести отсчёт времени. Уже тогда люди обратили внимание, что звёзды образуют на небе какие-то группы, скопления, фигуры. Такие фигуры из ярких звёзд назвали созвездиями. В настоящее время учёные считают созвездиями не эти фигуры, а определённые участки звёздного неба.
Всё небо разделено на 88 созвездий, из которых на территории нашей страны можно видеть 54. Названия очень многих созвездий пришли к нам из Древней Греции и связаны с персонажами различных мифов и легенд.
- Что такое звёзды?
- Какая звезда самая близкая к Земле?
- Как различают звёзды по размерам и по цвету?
- Что такое созвездия?
Звёзды - это гигантские пылающие шары, расположенные очень далеко от нашей планеты. Ближайшая к нам звезда - Солнце, центр Солнечной системы. Мир звёзд необычайно разнообразен. По размерам различают сверхгиганты, гиганты и карлики, по цвету - белые, голубые, жёлтые, красные звёзды. Всё небо разделено на 88 созвездий.
Буду благодарен, если Вы поделитесь этой статьей в социальных сетях:
Поиск по сайту.
Разнообразие звезд
Непрофессиональному или невооруженному человеческому глазу все звезды кажутся практически одинаковыми, если не считать различий в яркости, которые вполне можно объяснить их разной удаленностью. Даже через телескоп звезды кажутся всего лишь светлыми точками на небе. Однако Библия указывает, что все они различаются. Они не только получили от Бога различные имена. «Звезда от звезды разнится в славе» (1 Кор. 15:41). Слово, переведенное как «слава» (греч. doxa), обозначает также «достоинство», «честь», «хвала» или «поклонение». То есть нельзя отнести это слово только к яркости звезды; оно указывает еще и на то, что каждая звезда занимает отведенное Богом особое место в небесной структуре для исполнения своей конкретной. Богом предопределенной функции.
На различие звезд указывает тот научный факт, что каждая из них занимает свое положение на стандартной астрономической диаграмме, известной под названием диаграммы Герцшпрунга - Ресселла (ГР). Горизонтальная ось ГР-диаграммы (рис. 8) - температура звезды (уменьшается слева направо). Вертикальная ось - светимость (относительно Солнца, возрастает снизу вверх).
Рисунок 8. Диаграмма Герцшпрунга - Ресселла и разнообразие звезд.
Считается, что ГР-диаграмма подтверждает эволюционное развитие звезд. На самом деле она подкрепляет библейское учение о бесконечном разнообразии звезд, поскольку каждая звезда занимает на диаграмме свойственное только ей место.
Хотя каждая звезда занимает на диаграмме свое собственное место, астрономы сделали попытку для удобства сгруппировать звезды, дав каждой группе название в зависимости от ее расположения. Большая часть звезд оказалась в пределах широкой полосы, которая на диаграмме плавно спускается вправо. Они получили название звезд главной последовательности. Яркие, горячие звезды обычно больше и массивнее остальных. Кроме того, при движении вниз по полосе главной последовательности спектральный тип звезд имеет тенденцию меняться от голубовато-белого слева (яркие, горячие звезды) до красного справа (холодные звезды с низкой светимостью). По особенностям спектра звезды были условно разбиты на семь классов, показанных в таблице 3.
Большую часть информации о звездах дает спектральный анализ идущего от них света (что и показано в таблице). Путем анализа звездного спектра можно узнать температуру поверхности звезды, ее химический состав, характер ее магнитного поля и многие другие свойства.
Эти семь категорий охватывают далеко не все типы звезд. Сюда не входят, например, красные гиганты, сверхгиганты, белые карлики, переменные звезды, пульсары, двойные звезды, планетарные туманности, нейтронные звезды, (предположительные) черные дыры и др. Различают также звезды первого поколения (состоящие почти исключительно из легких элементов - водорода и гелия) и второго поколения (содержащие значительное количество тяжелых элементов).
Крупные звездные системы называются галактиками. Они подразделяются на различные типы: эллиптические туманности, нормальные спиральные туманности, пересеченные спирали, карликовые галактики, «неправильные» галактики. Наша Солнечная система входит в Галактику Млечный Путь, которая непосредственно относится к спиральным галактикам. В пределах одной галактики, например. Млечного Пути, существуют различные звездные скопления, которые классифицируются на рассеянные и шаровые. Помимо этого, сами галактики объединяются в различные галактические скопления. Млечный Путь и более двадцати других галактик объединяются в скопление, называемое Местной группой галактик. Кроме того, существуют скопления скоплений, или сверхскопления.
Поскольку наша книга - не учебник астрономии, а также поскольку Библия ничего не говорит обо всей этой массе звезд и галактик (фактически ни одну из галактик, кроме Млечного Пути, нельзя даже разглядеть без телескопа), мы не будем касаться классификации и обсуждать эти небесные элементы. Библия подчеркивает только факт почти бесчисленного количества и бесконечного разнообразия громадных небесных тел, которые должны побудить нас возрадоваться могуществу и величию их Творца. «Поднимите глаза ваши на высоту небес и посмотрите, кто сотворил их? Кто выводит воинство их счетом? Он всех их называет по имени: по множеству могущества и великой силе у Него ничто не выбывает» (Ис. 40:26). И хотя мы не знаем, почему Бог создал такое огромное количество разнообразных звезд, мы можем быть уверены, что на то имелись веские причины. Как указывалось в предыдущей главе, звезды были созданы навечно, так что в грядущих веках будет еще много времени, чтобы найти ответы на эти вопросы.
Лекция: Звезды: разнообразие звездных характеристик и их закономерности. Источники энергии звезд Характеристики звезд и их закономерности
Согласно современных взглядов, звезда представляет собой раскаленный газовый шар, который существует в своём состоянии достаточно большое количество времени из-за того, что у него имеется собственная внутренняя энергия. На протяжении всей своей жизни состояние звёзд поддерживается противостоянием, зависящим, в свою очередь, от гравитации, которая стремится как можно сильнее сжать небесное тело, а также давления газа, которое старается разорвать его и разнести по всему космическому пространству.
Высокая температура звезд достигается, благодаря наличию постоянно существующего источника энергии, которым являются термоядерные реакции, идущие в недрах. Основными характеристиками звезд, которые можно так или иначе определить, является их мощность, степень излучения, вес, радиус, температура, а также химический состав атмосферы, которая их окружает. Если знать большую часть данных параметров, то вполне возможно определить, сколько той или иной звезде лет. Указанные характеристики могут периодически изменяться в довольно больших границах. Кроме того, все они связаны между собой. В частности, звезды, которые ярче всего светят, чаще всего обладают и наибольшим весом. В свою очередь, мелкие звезды практически не светят, а продолжительность существования звезд является настолько большой что учёные не могут достоверно проследите ее от начала и до конца. К примеру, даже самая молодая звезда, которая утратила свое состояние, могла просуществовать несколько миллионов лет. А между тем, осуществляя наблюдение за молодыми и старыми звездами, ученые могут составить наиболее оптимальную картину мира, которая могла бы объяснить характеристики данных небесных тел.
Химическим составом звезд впервые заинтересовались в середине XIX века. В это время при помощи метода спектрального анализа было определено, из каких элементов состоит солнце, а также наиболее ближайшие к Звезде звезды. Кроме того, тот же самый метод показал, что ни на одной из обнаруженных звезд нет химических элементов, которые не были бы известны науке. Наиболее часто встречающимся элементом в составе звезд является водород, следующим за ним идет гелий, концентрация которого примерно в 3 раза меньше предыдущего. Помимо данных элементов, на звездах можно встретить и иные химические соединения – кислород, азот, железо, углерод и так далее.
Когда человек смотрит на звёзды, то первый момент, на который он обращает - это различная степень их яркости. Что касается характеристик, в данном случае основной из них является степень блеска любой звезды. Определяется, согласно историческим традициям, первая звездная величина, присвоенная наиболее ярким небесным телам, шестая - к самым слабым. Разница каждой ступени заключается в том, что звезда более высокой ступени светит примерно в два с половиной раза ярче предыдущий. Впоследствии были добавлены нулевые, а также отрицательные звездные величины - это звёзды, блеск которых невозможно увидеть невооружённым глазом.
Относительно расстояния от Земли до той или иной звезды, а также расстояния между самими звездами следует сказать, что его можно определить лишь при помощи достаточно точного оборудования. Пожалуй, именно этим объясняется тот факт, что до пятидесятых годов прошлого века точно определить эти расстояния никому не удавалось. Что касается определения расстояния на сегодняшний день, то его можно найти лишь для тех звезд, которые близко расположены к Земле.
Помимо света, а также видимого блеска одной из основных характеристик звёзд является их цвет. В частности, у большинства небесных тел заметен голубовато-белый либо красный цвет. В зависимости от света зависит и температура звезды. Голубые звезды является наиболее теплыми, а жёлтые - самыми холодными. Кроме того, необходимо отдельно выделить красные звезды, температура которых очень низкая. Однако, даже такая звезда будет горячее любого расплавленного металла для человека.
Для того чтобы более подробно узнать о той или иной звезде, в сегодняшнее время применяют спектральный аппарат. Это специальное устройство, которое устанавливается на телескоп и определяет основные характеристики звёзд.
Что касается размеров звезд, то они являются достаточно большими. Например, на сегодняшний день известна такая звезда, размер которой превышает размер солнца в несколько сотен раз. Если ее поместить вместо солнца, то она займёт практически половину всей Солнечной системы. Между тем, данная звезда находится не в нашей галактике. Прямые оценки массы могут быть сделаны только на основании закона всемирного тяготения. Такие оценки удалось получить для большого числа звезд, входящих в двойные системы, путем измерения скорости их движения вокруг общего центра масс. Все другие способы вычисления массы считаются косвенными, поскольку они строятся не на законе тяготения, а на анализе тех звездных характеристик, которые так или иначе связаны с массой. В основном это светимость. Практически для всех звезд действует правило: чем выше светимость, тем больше масса.
Ещё одной достаточно важной характеристикой звёзд является их масса. От этого зависит ее температура и давление, что в свою очередь влияет и на остальные характеристики. Чем меньше масса звезды, тем она будет холоднее. Изучая основные характеристики звезд и соотнося их друг с другом, ученые в сфере астрономии смогли установить те, факты, которые до этого были неизвестны человечеству. В частности, они определили, как устроено то или иное небесное тело, как оно появляется и какие изменения происходят в течение всей жизни этого тела.
Источники энергии звезд
Звезды светят очень и очень долго. Откуда же берётся огромная энергия, необходимая для излучения звезд? Успехи ядерной физики и квантовой механики позволили сделать вывод о том, что таким источником являются термоядерные реакции, происходящие в недрах звёзд благодаря очень высоким температурам. Это реакции синтеза ядер гелия из ядер водорода (протонов). 2 протона на огромной скорости сталкиваются и соединяются в дейтрон, состоящий из 1 протона и 1 нейтрона. Далее дейтрон сталкивается с другим протоном и испускает γ –квант, в результате образуется частица Не 3 . Заключительная реакция, синтезирующая Не 4 происходит между двумя частицами Не 3 . Схема реакций.
Каждый человек знает, как выглядят звезды на небе. Крошечные, сияющие огоньки. В древности люди не могли придумать объяснения этому явлению. Звезды считали глазами богов, душами умерших предков, хранителями и защитниками, оберегающими покой человека в ночной тьме. Тогда никто и подумать не мог, что Солнце - это тоже звезда.
Что такое звезда
Много веков прошло, прежде чем люди поняли, что представляют собой звезды. Виды звезд, их характеристики, представления о происходящих там химических и физических процессах - это новая область знания. Древние астрономы даже предположить не могли, что такое светило на самом деле вовсе не крохотный огонек, а невообразимых размеров шар раскаленного газа, в котором происходят реакции
термоядерного синтеза. Есть странный парадокс в том, что неяркий звездный свет - это ослепительное сияние ядерной реакции, а уютное солнечное тепло - чудовищный жар миллионов кельвинов.
Все звезды, которые можно увидеть на небосводе невооруженным глазом, находятся в галактике Млечный Путь. Солнце - тоже часть этой причем расположено оно на ее окраине. Невозможно себе вообразить, как выглядело бы ночное небо, если бы Солнце находилось в центре Млечного Пути. Ведь количество звезд в этой галактике - более 200 миллиардов.
Немного об истории астрономии
Древние астрономы тоже могли бы рассказать необычное и интересное о звездах на небе. Уже шумеры выделяли отдельные созвездия и зодиакальный круг, они же впервые рассчитали деление полного угла на 360 0 . Они же создали лунный календарь и смогли синхронизировать его с солнечным. Египтяне считали, что Земля находится в но при этом знали, что Меркурий и Венера вращаются вокруг Солнца.
В Китае астрономией как наукой занимались уже в конце ІІІ тысячелетия до н. э., а
первые обсерватории появились в XII в. до н. э. Они изучали лунные и солнечные затмения, сумев при этом понять их причину и даже рассчитав прогнозные даты, наблюдали метеоритные потоки и траектории комет.
Древние инки знали различия между звездами и планетами. Есть косвенные доказательства того, что им были известны Галилеевы и визуальная размытость очертаний диска Венеры, обусловленная наличием на планете атмосферы.
Древние греки смогли доказать шарообразность Земли, выдвинули предположение о гелиоцентричности системы. Они пытались рассчитать диаметр Солнца, пускай и ошибочно. Но греки были первыми, кто в принципе предположил, что Солнце больше Земли, до этого все, полагаясь на визуальные наблюдения, считали иначе. Грек Гиппарх впервые создал каталог светил и выделил разные виды звезд. Классификация звезд в этом научном труде опиралась на интенсивность свечения. Гиппарх выделил 6 классов яркости, всего в каталоге было 850 светил.
На что обращали внимание древние астрономы
Первоначальная классификация звезд основывалась на их яркости. Ведь именно этот критерий является единственно доступным для астронома, вооруженного только телескопом. Самые яркие или обладающие уникальными видимыми свойствами звезды даже получали собственные имена, причем у каждого народа они свои. Так, Денеб, Ригель и Алголь - названия арабские, Сириус - латинское, а Антарес - греческое. Полярная звезда в каждом народе имеет собственное название. Это, пожалуй, одна из самых важных в «практическом смысле» звезд. Ее координаты на ночном небосводе неизменны, несмотря на вращение земли. Если остальные звезды движутся по небу, проходя путь от восхода до заката, то Полярная звезда не меняет своего местоположения. Поэтому именно ее использовали моряки и путешественники в качестве надежного ориентира. Кстати, вопреки распространенному заблуждению, это вовсе не самая яркая звезда на небосклоне. Полярная звезда внешне никак не выделяется - ни по размерам, ни по интенсивности свечения. Найти ее можно, только если знать, куда смотреть. Она располагается на самом конце «рукоятки ковша» Малой Медведицы.
На чем основывается звездная классификация
Современные астрономы, отвечая на вопрос о том, какие виды звезд бывают, вряд ли станут упоминать яркость свечения или расположение на ночном небосводе. Разве что в порядке исторического экскурса или в лекции, рассчитанной на совсем уж далекую от астрономии аудиторию.
Современная классификация звезд основывается на их спектральном анализе. При этом обычно еще указывают массу, светимость и радиус небесного тела. Все эти показатели даются в соотношении с Солнцем, то есть именно его характеристики приняты в качестве единиц измерения.
Классификация звезд опирается на такой критерий, как абсолютная звездная величина. Это видимая степень яркости без атмосферы, условно расположенного на расстоянии 10 парсек от точки наблюдения.
Кроме этого учитывают переменности блеска и размеры звезды. Виды звезд в настоящее время определяются их спектральным классом и уже детальнее - подклассом. Астрономы Рассел и Герцшпрунг независимо друг от друга проанализировали зависимость между светимостью, абсолютной температурной поверхностью и спектральным классом светил. Они построили диаграмму с соответствующими осями координат и обнаружили, что результат вовсе не хаотичен. Светила на графике располагались отчетливо различимыми группами. Диаграмма позволяет, зная спектральный класс звезды, определить хотя бы с приблизительной точностью ее абсолютную звездную величину.
Как рождаются звезды
Эта диаграмма послужила наглядным доказательством в пользу современной теории эволюции данных небесных тел. На графике отчетливо видно, что самым многочисленным классом являются относящиеся к так называемой главной последовательности звезды. Виды звезд, принадлежащих к этому сегменту, находятся в наиболее распространенной в данный момент во Вселенной точке развития. Это этап развития светила, при котором энергия, затраченная на излучение, компенсируется полученной в ходе термоядерной реакции. Длительность пребывания на данном этапе развития определяется массой небесного тела и процентным содержанием элементов тяжелее гелия.
Общепризнанная в данный момент теория эволюции звезд гласит, что на начальном
этапе развития светило представляет собой разряженное гигантское газовое облако. Под влиянием собственного тяготения оно сжимается, постепенно превращаясь в шар. Чем сильнее сжатие, тем интенсивнее гравитационная энергия переходит в тепловую. Газ раскаляется, и когда температура достигает 15-20 млн К, в новорожденной звезде запускается термоядерная реакция. После этого процесс гравитационного сжатия приостанавливается.
Основной период жизни звезды
Поначалу в недрах юного светила преобладают реакции водородного цикла. Это самый длительный период жизни звезды. Виды звезд, находящихся на этом этапе развития, и представлены в самой массовой главной последовательности описанной выше диаграммы. Со временам водород в ядре светила заканчивается, превратившись в гелий. После этого термоядерное горение возможно только на периферии ядра. Звезда становится ярче, ее внешние слои значительно расширяются, а температура понижается. Небесное тело превращается в красный гигант. Этот период жизни звезды
намного короче предыдущего. Дальнейшая ее судьба изучена мало. Есть различные предположения, но достоверных им подтверждений пока не получено. Самая распространенная теория гласит, что когда гелия становится слишком много, звездное ядро, не выдерживая собственной массы, сжимается. Температура растет до тех пор, пока уже гелий не вступает в термоядерную реакцию. Чудовищные температуры приводят к очередному расширению, и звезда превращается в красного гиганта. Дальнейшая судьба светила, по предположениям ученых, зависит от его массы. Но теории, касающиеся этого, всего лишь результат компьютерного моделирования, не подтвержденный наблюдениями.
Остывающие звезды
Предположительно, красные гиганты с малой массой будут сжиматься, превращаясь в карликов и постепенно остывая. Звезды средней массы могут трансформироваться в при этом в центре такого образования продолжит свое существование лишенное внешних покровов ядро, постепенно остывая и превращаясь в белого карлика. Если центральная звезда испускала значительное инфракрасное излучение, возникают условия для активации в расширяющейся газовой оболочке планетарной туманности космического мазера.
Массивные светила, сжимаясь, могут достигать такого уровня давления, что электроны буквально вминаются в атомные ядра, превращаясь в нейтроны. Поскольку между
этими частицами нет сил электростатического отталкивания, звезда может сжаться до размера нескольких километров. При этом ее плотность превысит плотность воды в 100 миллионов раз. Такая звезда называется нейтронной и представляет собой, по сути, огромное атомное ядро.
Сверхмассивные звезды продолжают свое существование, последовательно синтезируя в процессе термоядерных реакций из гелия - углерод, затем кислород, из него - кремний и, наконец, железо. На этом этапе термоядерной реакции и происходит взрыв сверхновой. Сверхновые звезды, в свою очередь, могут превратиться в нейтронные либо, если их масса достаточно велика, продолжить сжатие до критического предела и образовать черные дыры.
Размеры
Классификация звезд по размеру может быть реализована двояко. Физический размер звезды может определяться ее радиусом. Единицей измерения в этом случае выступает радиус Солнца. Существуют карлики, звезды средней величины, гиганты и сверхгиганты. Кстати, само Солнце является как раз карликом. Радиус нейтронных звезд может достигать всего нескольких километров. А в сверхгиганте целиком поместится орбита планеты Марс. Под размером звезды может также пониматься ее масса. Она тесно связана с диаметром светила. Чем звезда больше, тем ниже ее плотность, и наоборот, чем светило меньше, тем плотность выше. Этот критерий вирируется не так уж сильно. Звезд, которые были бы больше или меньше Солнца в 10 раз, очень мало. Большая часть светил укладывается в интервал от 60 до 0,03 солнечных масс. Плотность Солнца, принимаемая за стартовый показатель, составляет 1,43 г/см 3 . Плотность белых карликов достигает 10 12 г/см 3 , а плотность разреженных сверхгигантов может быть в миллионы раз меньше солнечной.
В стандартной классификации звезд схема распределения по массе выглядит следующим образом. К малым относят светила с массой от 0,08 до 0,5 солнечной. К умеренным - от 0,5 до 8 солнечных масс, а к массивным - от 8 и более.
Классификация звезд. От голубых до белых
Классификация звезд по цвету на самом деле опирается не на видимое свечение тела, а на спектральные характеристики. Спектр излучения объекта определяется химическим составом звезды, от него же зависит ее температура.
Наиболее распространенной является Гарвардская классификация, созданная в начале 20 века. Согласно принятым тогда стандартам классификация звезд по цвету предполагает деление на 7 типов.
Так, звезды с самой высокой температурой, от 30 до 60 тыс. К, относят к светилам класса О. Они голубого цвета, масса подобных небесных тел достигает 60 солнечных масс (с. м.), а радиус - 15 солнечных радиусов (с. р.). Линии водорода и гелия в их спектре достаточно слабые. Светимость подобных небесных объектов может достигать 1 млн 400 тыс. солнечных светимостей (с. с.).
К звездам класса В относят светила с температурой от 10 до 30 тыс. К. Это небесные тела бело-голубого цвета, их масса начинается от 18 с. м., а радиус - от 7 с. м. Самая низкая светимость объектов такого класса составляет 20 тыс. с. с., а линии водорода в спектре усиливаются, достигая средних значений.
У звезд класса А температура колеблется от 7,5 до 10 тыс. К, они белого цвета. Минимальная масса таких небесных тел начинается от 3,1 с. м., а радиус - от 2,1 с. р. Светимость объектов находится в границах от 80 до 20 тыс. с. с. Линии водорода в спектре этих звезд сильные, появляются линии металлов.
Объекты класса F на самом деле желто-белого цвета, но выглядят белыми. Их температура колеблется в пределах от 6 до 7,5 тыс. К, масса варьируется от 1,7 до 3,1 с.м., радиус - от 1,3 до 2,1 с. р. Светимость таких звезд варьируется от 6 до 80 с. с. Линии водорода в спектре ослабевают, линии металлов, наоборот, усиливаются.
Таким образом, все виды белых звезд попадают в пределы классов от А до F. Дальше, согласно классификации, следуют желтые и оранжевые светила.
Желтые, оранжевые и красные звезды
Виды звезд по цвету распределяются от голубых к красным, по мере понижения температуры и уменьшения размеров и светимости объекта.
Звезды класса G, к которым относится и Солнце, достигают температуры от 5 до 6 тыс. К, они желтого цвета. Масса таких объектов - от 1,1 до 1,7 с. м., радиус - от 1,1 до 1,3 с. р. Светимость - от 1,2 до 6 с. с. Спектральные линии гелия и металлов интенсивны, линии водорода все слабее.
Светила, относящиеся к классу К, имеют температуру от 3,5 до 5 тыс. К. Выглядят они желто-оранжевыми, но истинный цвет этих звезд - оранжевый. Радиус данных объектов находится в промежутке от 0,9 до 1,1 с. р., масса - от 0,8 до 1,1 с. м. Яркость колеблется от 0,4 до 1,2 с. с. Линии водорода практически незаметны, линии металлов очень сильны.
Самые холодные и маленькие звезды - класса М. Их температура всего 2,5 - 3,5 тыс. К и кажутся они красными, хотя на самом деле эти объекты оранжево-красного цвета. Масса звезд находится в промежутке от 0,3 до 0,8 с. м., радиус - от 0,4 до 0,9 с. р. Светимость - всего 0,04 - 0,4 с. с. Это умирающие звезды. Холоднее их только недавно открытые коричневые карлики. Для них выделили отдельный класс М-Т.
Работу выполнила ученица 11-го класса Э Платонова Вера
2002 Год.
Многообразие звезд.
Светимость звезд, звездная величина.
Если смотреть на звездное небо, сразу бросается в глаза, что звезды резко отличаются по своей яркости – одни светят очень ярко, они легко заметны, другие трудно различить невооруженным глазом.
Еще древний астроном Гиппарх предложил различать яркость звезд. Звезды были разделены на шесть групп: к первой относятся самые яркие – это звезды первой величины (сокращенно - 1 m , от латинского magnitudo - величина), звезды послабей - ко второй звездной величине (2 m) и так далее до шестой группы – едва различимые невооруженным глазом звезды. Звездная величина характеризует блеск звезды, то есть освещенность, которую звезда создает на земле. Блеск звезды 1 m больше блеска звезды 6 m в 100 раз.
Изначально яркость звезд определялась неточно, на глазок; позже, с появлением новых оптических приборов, светимость стали определять точнее и стали известны менее яркие звезды со звездной величиной больше 6. (Самый мощный российский телескоп – 6-ти метровый рефлектор – позволяет наблюдать звезды до 24-й величины.)
С увеличением точности измерений, появлением фотоэлект-рических фотометров, возрастала точность измерения яркости звезд. Звездные величины стали обозначать дробными числами. Наиболее яркие звезды, а также планеты имеют нулевую или даже отрицательную величину. Например, Луна в полнолуние имеет звездную величину -12,5, а Солнце - -26,7.
В 1850 г. английский астроном Н. Поссон вывел формулу:
E 1 /E 2 =(5 √100) m3-m1 ≈2,512 m2-m1
Где E 1 и E 2 – освещенности, создаваемые звездами на Земле, а m 1 и m 2 – их звездные величины. Иными словами, звезда, например, первой звездной величины в 2,5 раза ярче звезды второй величины и в 2,5 2 =6,25 раз ярче звезды третьей величины.
Однако значения звездной величины недостаточно для характеристики светимости объекта, для этого необходимо знать расстояние до звезды.
Расстояние до предмета можно определить, не добираясь до него физически. Нужно измерить направление на этот предмет с двух концов известного отрезка (базиса), а затем рассчитать размеры треугольника, образованного концами отрезка и удалённым предметом. Этот метод называется триангуляцией.
Чем больше базис, тем точнее результат измерений. Расстояния до звёзд столь велики, что длина базиса должна превосходить размеры земного шара, иначе ошибка измерения будет велика. К счастью, наблюдатель вместе с планетой путешествует в течение года вокруг Солнца, и если он произведёт два наблюдения одной и той же звезды с интервалом в несколько месяцев, то окажется, что он рассматривает её с разных точек земной орбиты, - а это уже порядочный базис. Направление на звезду изменится: она немного сместится на фоне более далёких звёзд. Это смещение называется параллактическим, а угол, на который сместилась звезда на небесной сфере, - параллаксом. Годичным параллаксом звезды называется угол, под которым с неё был виден средний радиус земной орбиты, перпендикулярный направлению на звезду.
С понятием параллакса связано название одной из основных единиц расстояний в астрономии – парсек. Это расстояние до воображаемой звезды, годичный параллакс которой равнялся бы точно 1’’. Годичный параллакс любой звезды связан с расстоянием до неё простой формулой:
Где r – расстояние в парсеках, П – годичный параллакс в секундах.
Сейчас методом параллакса определены расстояния до многих тысяч звёзд.
Теперь, зная расстояние до звезды, можно определить ее светимость – количество реально излучаемой ею энергии. Ее характеризует абсолютная звездная величина.
Абсолютная звездная величина (M) – такая величина, которую имела бы звезда на расстоянии 10 парсек (32,6 световых лет) от наблюдателя. Зная видимую звездную величину и расстояние до звезды, можно найти ее абсолютную звездную величину:
M = m + 5 – 5 * lg(r)
Ближайшая к Солнцу звезда Проксима Центавра – крошечный тусклый красный карлик – имеет видимую звездную величину m=-11,3, а абсолютную M=+15,7. Несмотря на близость к Земле, такую звезду можно разглядеть только в мощный телескоп. Еще более тусклая звезда №359 по каталогу Вольфа: m=13,5; M=16,6. Наше Солнце светит ярче, чем Вольф 359 в 50000 раз. Звезда δ Золотой Рыбы (в южном полушарии) имеет только 8-ю видимую величину и не различима невооруженным глазом, но ее абсолютная величина M=-10,6; она в миллион раз ярче Солнца. Если бы она находилась от нас на таком же расстоянии, как Проксима Центавра, она бы светила ярче Луны в полнолуние.
Для Солнца M=4,9. На расстоянии 10 парсек солнце будет видно слабой звездочкой, с трудом различимой невооруженным глазом.
