Від середини XIX ст. до кінця XX ст. було визначено паралакси більш ніж 100 000 об'єктів, тобто встановлено характеристики кожної мільйонної зорі з усіх, що населяють нашу Галактику. На основі методу річного паралаксу астрономи розробили близько десяти інших методів визначення відстаней, а отже, і основних фізичних параметрів зір. Серед них - широковживаний метод типового представника, суть якого ось у чому.
Якщо для об'єкта з певним набором характеристик (температура Т, колір, маса М тощо) ми знаємо відстань г і його видиму зоряну величину т, то визначивши за (3.3) і (3.4) його абсолютну зоряну величину М і світність L, вважаємо його надалі «стандартом». Досліджуючи навколишній зоряний світ, виявляємо в ньому об'єкт з таким же набором характеристик (Т, М тощо). Приймаючи, що обидва об'єкти мають однакову абсолютну зоряну величину М, і визначивши видиму величину т досліджуваного об'єкта, за формулою (3.3) знаходимо відстань до нього.
Світності, радіуси і температури зір. Дослідження багатьох тисяч об'єктів зоряного неба привели до висновку, що за своєю світністю зорі істотно відрізняються між собою. Одні з них мають світності у сотні, тисячі чи навіть мільйони разів більші від світності Сонця, а інші, навпаки, у сотні, тисячі й навіть сотні тисяч разів менші за неї. Найбільшу світність у Галактиці має зоря Н093129А з комплексу Т в сузір'ї Кіля - вона світиться як мільйон наших Сонць. З іншого боку, світність найближчої до Сонця зорі Проксими Кентавра становить лише 0,0000561/с. Тільки 18 000 таких Проксим, разом узятих, будуть світити як наше Сонце. Як виявляється, у Галактиці зір з малими і дуже малими світностя-ми в десятки разів більше, ніж таких, як Сонце, і в тисячі разів більше, ніж потужних зір, світності яких перевищують сонячну. Із 40 найближчих до нас зір лише три мають світність більшу за сонячну.
Те ж саме можна сказати і про розміри зір. Є зорі-гіганти і надгіганти, радіуси яких у сотні й тисячі разів перевершують сонячні. І навпаки, є зорі-карлики, радіуси яких у десятки і сотні разів менші від К®. А радіуси нейтронних зір становлять лише 10-30 км.
Температура більшості зір знаходиться в межах від 2 500 К до ЗО 000 К, хоча відомі й такі зорі, для яких вона менша або більша вказаних меж.
Спектри і спектральна класифікація зір. Вже при першому знайомстві з зоряним небом привертає увагу відмінність зір за їхніми кольорами. Набагато сильніше ця відмінність проявляється при розгляданні спектрів. Як правило, зорі мають неперервний спектр, на який накладаються спектральні лінії, частіше за все поглинання, але в спектрах деяких зір видно і яскраві лінії випромінювання.
Найважливіші відмінності спектрів зір полягають у кількості та інтенсивності спектральних ліній, а також у розподілі енергії в неперервному спектрі.
Як виявилося, серед сотень тисяч зір важко знайти хоча б дві, спектри яких були б однаковими. І все ж, якщо нехтувати дрібнішими відмінностями, ці спектри можна поділити на декілька спектральних класів. Загальновживаною є Гарвардська класифікація, створена в Гарвардському університеті в США. Спектральні класи в цій класифікації позначено літерами латинського алфавіту в такому порядку: R-N І О-B-A-F-G-K-M І S
Причому всередині кожного класу введено поділ на 10 підкласів, які позначаються цифрами від 0 до 9, цифри ставляться після букви (наприклад, AO, А1....А9, FQ...). Так утворюється плавна послідовність підкласів.
Класи О, В, А названо гарячими, або ранніми, класи F і І - сонячними, К, М - холодними або пізніми.
Для запам'ятовування послідовності спектральних класів придумано декілька жартівливих фраз, як ось англійською мовою: «Oh Be A Fine Girl Kiss Ме», або українською: «ОБидвА Фазани Жовтим Кольором Мазані Рядком Надуті Сидять».
Основним критерієм спектральної класифікації є інтенсивність атомних спектральних ліній і молекулярних смуг. Фізичне обгрунтування спектральної класифікації полягає в тому, що вона фактично є температурною класифікацією. Тобто зовнішній вигляд спектра залежить від температури на поверхні зорі, і при переході від пізніх спектральних класів до ранніх температури збільшуються.
Водночас спектральна послідовність є і послідовністю кольору, адже різний колір зір також залежить від температури. За різних температур максимум інтенсивності неперервного спектра припадає на різні його ділянки. Якщо максимум випромінювання зорі знаходиться у червоній частині спектра, то її колір буде червоним, якщо у блакитній -блакитним. А якщо зоря випромінює з однаковою інтенсивністю весь неперервний спектр, то її колір буде білим. Тому навіть без фотометричних вимірів, тільки за зовнішнім виглядом спектрограми зорі, як кажуть, «на око», можна оцінити її температуру.
Діаграма спектр—світність. Датський астроном Е. Герц-шпрунг і дещо пізніше американський астрофізик Г. Рессел у 1905-1913 pp. виявили існування залежності між виглядом спектра (тобто температурою) і світністю зір.
Ця залежність ілюструється графіком, по одній осі якого відкладають спектральний клас, а по другій - абсолютну зоряну величину. Такий графік названо діаграмою спектр-світність або діаграмою Герцшпрунга-Рессела (ГР). Замість абсолютної зоряної величини можна відкладати світність, а замість спектральних класів - температуру.
Як виявилося, зорі не заповнюють поле діаграми рівномірно, а утворюють на ній декілька послідовностей. Близько 90% зір із околиць Сонця зосереджені вздовж вузької смуги, яка перетинає поле діаграми від її лівого верхнього кута до правого нижнього. Ця смуга називається головною послідовністю.
У правому нижньому куті знаходяться зорі пізніх спектральних класів К, М з малою світністю - червоні карлики.
У лівому верхньому куті знаходяться зорі ранніх спектральних класів О,В- блакитні гіганти.
Над головною послідовністю розташовується група гігантів пізніх класів G-M з великою світністю. їхній типовий представник -зоря Р Близнят (Поллукс).
У верхньому правому куті знаходяться надгіганти. їхній типовий представник - зоря а Оріона (Бетельгейзе).
На 1 000 зір головної послідовності припадає один гігант, а на 1 000 гігантів - один надгігант. Паралельно головній послідовності, але дещо нижче від неї, розташована послідовність субкарликів. Від зір головної послідовності вони відрізняються значно меншим вмістом металів.
І нарешті, в лівому нижньому куті діаграми розташовані білі карлики - група зір, світності яких у сотні разів менші від сонячної. Тут перебуває близько 10 % загальної кількості зір із околиць Сонця.
Ключ до розуміння діаграми ГР було знайдено тоді, коли з'ясувалося, що місце, яке займає зоря на головній послідовності, залежить від її маси.
Звернімо увагу на цікаву обставину: зорі однакового спектрального класу, і отже й температури, на діаграмі ГР розташовуються в різних її точках. Є зорі класу М, які знаходяться на діаграмі високо, тобто мають великі маси, і є зорі того ж класу, але розташовані в самому низу головної послідовності, тобто мають маленькі маси. Перші з них належать до надгігантів, а другі до карликів.
Яким же чином можна відрізнити перші від других, якщо вони мають однакову температуру поверхні та схожі спектри? Належність зорі до гігантів чи карликів визначається за зовнішнім виглядом одних і тих же спектральних ліній, адже у гігантів і карликів вони дещо різняться за інтенсивністю і шириною. Порівнюючи інтенсивності ліній певних елементів, досить просто виявити, яка ця зоря - карлик чи гігант.
За допомогою діаграми ГР можна визначати відстані до зір, адже зорі однакових спектральних класів, розташовані в однакових ділянках діаграми, мають однакові світності та абсолютні зоряні величини. Якщо ми маємо спектр зорі, то з діаграми ГР дізнаємося про її світність L і абсолютну зоряну величину М. А далі, використовуючи співвідношення (3.3), обчислимо відстань до неї. Такий метод визначення відстаней називається методом спектральних паралаксів. Він дозволяє визначити відстані практично до всіх зір, спектри яких відомі. Оскільки можна одержати спектри дуже далеких зір, метод спектральних паралаксів виявляється дійовим для значної частини Галактики і для найяскравіших зір, які можна спостерігати в інших галактиках.
Спектральна класифікація зір
Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Неперевірена
версія
Перейти до: навігація, пошук
Спектра́льна класифіка́ція зі́р - спосіб класифікації зірок у астрономії на підставі аналізу їхніх спектральних характеристик. Загалом, спектра́льний кла́с певної зорі надає інформацію про фізичні умови у її атмосфері, де формується спектр зорі. Фізичні умови включають тиск випромінювання, поверхневу гравітацію, ефективну температуру та швидкість осьового обертання, що визначають розподіл потоку випромінювання за довжиною хвилі і визначають стан іонізації та збудження енергетичних рівнів хімічних елементів, лінії яких дають основний внесок до спектру зорі.
Застосовуючи спектрограф, потік випромінювання від зорі розкладають у спектр за допомогою дифракційної гратки чи ешелє й вимірюють за допомогою ПЗЗ матриці. Спектр зорі залежно від фізичних умов може мати як лінії поглинання, так і емісійні лінії, що відповідають дозволеним переходам між збудженими енергетичними рівнями атомів та їх іонів. З аналізу цих спектральних ліній можна отримати дані щодо вмісту атомів та іонів хімічних елементів, ефективної температури, поверхневої гравітації та ін. Тому наявність чи відсутність певних спектральних ліній одразу дає інформацію щодо приблизної ефективної температури, що покладено в основу спектральної класифікації зір. Відомо, що максимум потоку випромінювання від зорі локалізується в певному діапазоні довжин хвиль, який залежить від ефективної температури (закон зсуву Віна). Відповідно, зорі різних спектральних класів мають різну ефективну температуру й різний колір: від яскраво-блакитного (гарячі зорі з Teff=60000-50000 °К) до темно-червоного (холодні зорі з Teff=3000-1000 °К).
Зміст
|
Гарвадська спектральна класифікація
Гарвадська спектральна класифікація є одномірною й базується лише на ефективній температурі зір, яка може приймати значення від 2000°K до 40000°K. Тому кожен клас вказує на зорі з відповідною певною ефективною температурою.(див. таблицю нижче).
Клас |
Температура[1] (°K) |
Відповідний стандартний колір |
Видимий колір[2][3][4] |
Маса[1] (в сонячних масах) |
Радіус[1] (в радіусах Сонця) |
Яскравість[1] (болометрична) |
Лінії водню |
Частка від всіх зір головної послідовності[5] |
O |
≥ 33,000 K |
синій |
синій |
≥ 16 M☉ |
≥ 6.6 R☉ |
≥ 30,000 L☉ |
Слабкі |
~0.00003% |
B |
10,000–30,000 K |
від синього до біло-блакитного |
біло-блакитний |
2.1–16 M☉ |
1.8–6.6 R☉ |
25–30,000 L☉ |
Середні |
0.13% |
A |
7,500–10,000 K |
білий |
від біло-блакитного до білого |
1.4–2.1 M☉ |
1.4–1.8 R☉ |
5–25 L☉ |
Сильні |
0.6% |
F |
6,000–7,500 K |
біло-жовтуватий |
білий |
1.04–1.4 M☉ |
1.15–1.4 R☉ |
1.5–5 L☉ |
Середні |
3% |
G |
5,200–6,000 K |
жовтий |
жовто-білий |
0.8–1.04 M☉ |
0.96–1.15 R☉ |
0.6–1.5 L☉ |
Слабкі |
7.6% |
K |
3,700–5,200 K |
помаранчевий |
жовто-помаранчевий |
0.45–0.8 M☉ |
0.7–0.96 R☉ |
0.08–0.6 L☉ |
Дуже слабкі |
12.1% |
M |
≤ 3,700 K |
червоний |
помаранчево-червоний |
≤ 0.45 M☉ |
≤ 0.7 R☉ |
≤ 0.08 L☉ |
Дуже слабкі |
76.45% |
Класифікація передбачає також окремі класи для нових зір та планетарних туманностей, але на практиці їх не застосовують[6].
Спектральна класифiкацiя Моргана-Кiнана
Спектральна класифiкацiя Моргана-Кiнана
Наразі для позначення спектральної класифікації зір послідовно застосовують латинські літери O, B, A, F, G, K, M, R та N, де клас O відповідає найгарячішим зорям, а класи M, R та N -- найхолоднішим зорям. Щоб легше запам'ятати цю послідовність інколи використовують англійську фразу «O Be A Fine Girl, Kiss Me Right Now.» Для точнішої класифікації в межах одного класу в сучасній системі Морган-Кінана разом з літерами для позначення підкласів використовують арабські цифри від 0 до 9. Наприклад: ... O8, O9, B0, B1, ... , B8, B9, A0, A1, ..., де підкласи B0, B1 відповідають гарячішим зорям, а підкласи B8, B9 — холоднішим зорям спектрального класу B. Деякі підкласи використовуються досить рідко. Для холодних зір найбільш вживаними підкласами є G0, G2, G5, G8, K0, K1, K2, K4, K5, M0, M2, M3, M4, M5, M6, M7 та M8. В той же час є випадки застосування проміжних підкласів, наприклад O9.5 та B2.5[7].
Іншим напрямком класифікації в системі Морган-Кінана є розподіл за класом світності зір з використанням латинських цифр I, II, III, IV та V, які відповідають певній ширині та формі спектральних ліній поглинання в спектрах зір. Було виявлено, що ці характеристики залежать від поверхневої гравітації, а, значить, від маси та розмірів зорі.
За світністю зорі поділено на наступні класи:
Позначення |
Клас світності |
0 (або Ia+) |
Гіпергіганти |
Ia |
Яскраві надгіганти |
Ib |
Надгіганти |
II |
Яскраві гіганти |
III |
Гіганти |
IV |
Субгіганти |
V |
Нормальні карлики або зорі головної послідовності |
VI |
Субкарлики |
VI |
Білі карлики |
Наприклад, наше Сонце належить до спектрального класу G2V й відповідно є зорею головної послідовності. Найяскравіша зоря північної півкулі неба, Сіріус, має спектральний клас A1V і відповідно є білою зорею головної послідовності
Зорі, також Зірки (грец. hoi Asteres) — велетенські розжарені, самосвітні
небесні тіла, у надрах яких відбуваються (відбувались) термоядерні реакції.
Сонце — одна із зірок, причому середня за своїми розмірами і світністю. За
своїми характеристиками зорі різноманітні. Розрізняють зорі: велетні і карлики,
одинокі, подвійні і кратні, затемнено-кратні, змінні зорі і нові.
Класифікація зір.
За світністю
За розмірами
За спектром (а температурою)
За світністю ( порівняно з Сонцем)
В 100, 1000, 1000 000 разів сильніші за Сонце.
Аналогічні.
З малими і дуже малими світностями.
За розмірами
Надгіганти (R в тисячу разів більше Сонячного R)
Гіганти ( R в сотні разів більше Сонячного R)
Сонячного типу
Карлики( R в сотні разів менші Сонячного R)
Нейтронні зорі ( R = 10-30 км )
За спектром (температурою)
Гарячі зорі (О,В,А)
Сонячні класи (F,G)
Холодні зорі. (К,М)
Для учнів показую плакат із різними видами класифікацій зір, а також
розповідаю про діаграму Герцшпрунга—Рассела
За кольором
Голубий
Білий
Жовтий
Червоний
Температуру зовнішніх шарів зорі визначають за їх кольором: червоні зорі
мають 2000 - 3000 0 С, жовті - 6000 -7000 0 С, білі - 12000 0 С, голубі - 25000 0 С.
Діаграма Герцшпрунга—Рассела
іа ра ма ерцшпрун а—Рассела — графічно відображена залежність
між світністю (чи абсолютною зоряною величиною) та спектральним класом
(тобто, температурою поверхні) зорі.
Діаграма використовується для класифікації зір та відповідає сучасній
уяві про зоряну еволюцію.Зорі на цій діаграмі розташовуються не випадково, а
утворюють добре помітні ділянки, які називають послідовностями. Найбільш
цікавим є те, що схожі за фізичними властивостями зірки займають
відокремлені області: головну послідовність, послідовності надгігантів,
яскравих і слабких гігантів, субгігантів, субкарликів, білих карликів та ін.
Близько 90% зір розташовано вздовж вузької смуги — головної
послідовності, що перетинає діаграму по діагоналі від високих світностей та
температур до низьких. Cвітність цих зір зумовлено ядерними реакціями
перетворення водню на гелій.