Ответы на вопросы к третьему коллоквиуму по астрономии

1. Основные характеристики звёзд

• Спектр (цвет)

• Светимость

• Температура поверхности

• Масса

• Радиус

• Элементный состав

• Металличность

2. Гарвардская спектральная классификация звёзд

Количественным критерием принадлежности звезды к тому или иному спектральному классу или подклассу является отношение интенсивностей определённых спектральных линий. Такой принцип спектральной классификации звёзд впервые был удачно применен в начале XX столетия в Гарвардской обсерватории (США). В гарвардской классификации спектральные типы (классы) обозначены буквами латинского алфавита: О, В, A, F, G, К и М. Все звёздные спектральные классы схематически можно расположить следующим образом:

C

O – B – A – F – G – K – M

S

3. Основные характеристики и типичные звёзды спектрального класса О

Высокая температура звёзд (большая интенсивность УФ области непрерывного спектра), вследствие чего свет этих звезд кажется голубоватым.

Наиболее интенсивны линии ионизованного гелия и многократно ионизованных некоторых других элементов (углерода, кремния, азота, кислорода). Наблюдаются слабые линии нейтрального гелия и водорода.

Типичная звезда – ζ Ориона (Альнитак), масса которой ~25 М солнца, радиус ~20 R солнца.

4. Основные характеристики и типичные звёзды спектрального класса В

Линии нейтрального гелия достигают наибольшей интенсивности. Хорошо видны линии водорода и некоторых ионизованных элементов. Цвет голубовато-белый.

Типичная звезда — α Девы (Спика), масса которой 7–11 М солнца, радиус 4,0–7,8 R солнца. Звёздное скопление Плеяды – типичные представители звёзд класса В

5. Основные характеристики и типичные звёзды спектрального класса А

Линии водорода достигают наибольшей интенсивности. Хорошо видны линии ионизованного кальция, наблюдаются слабые линии других металлов. Цвет звезд белый.

Типичные звезды: α Лиры (Вега) и α Большого Пса (Сириус).

6. Основные характеристики и типичные звёзды спектрального класса F.

Линии водорода становятся слабее. Усиливаются линии ионизованных металлов (особенно кальция, железа, титана). Цвет слегка желтоватый. Типичная звезда — α Киля (Канопус), масса 8,5 Мс, радиус 65 Rс.

7. Основные характеристики и типичные звёзды спектрального класса G

Водородные линии не выделяются среди многочисленных линий металлов. Очень интенсивны линии ионизованного кальция. Цвет звезды жёлтый. Типичные примеры — Солнце, α Центавра (Толиман).

8. Основные характеристики и типичные звёзды спектрального класса K

Линии водорода не заметны среди очень интенсивных линий металлов. Фиолетовая часть непрерывного спектра заметно ослаблена, что свидетельствует о сильном уменьшении температуры по сравнению с ранними классами (О, В, А). Цвет звезды красноватый.

Типичные представители: α Волопаса (Арктур) и α Тельца (Альдебаран).

9. Основные характеристики и типичные звёзды спектрального класса M

Красные звёзды. Линии металлов ослабевают. Спектр пересечён полосами поглощения молекул окиси титана и других молекулярных соединений.

Типичная звезда — α Ориона (Бетельгейзе) – одна из крупнейших известных стационарных звёзд. Масса всего 20 Мс, радиус 950–1000 Rс, светимость превышает солнечную в 135 000 раз. Ещё один представитель класса М – α Скорпиона (Антарес). Масса 15,5 Мс, радиус 700 Rс, светимость превышает солнечную в 65 000 раз.

10. Дополнительные классы в спектральной классификации звёзд

Кроме основных классов, существуют дополнительные:

W — звёзды Вольфа – Райе, или очень тяжёлые яркие звёзды с температурой около 70 000 K и интенсивными эмиссионными линиями в спектрах;

L — коричневые карлики с температурой 1 500–2 000 K и соединениями металлов в атмосфере;

T — метановые коричневые карлики с температурой 700 – 1 500 K;

Y — очень холодные (метано-аммиачные) коричневые карлики с температурой ниже 700 K;

D — белые карлики.

Существуют также ответвления от классов G и К и представляют собой звезды с аномальным химическим составом. Первое ответвление происходит от класса G и содержит «углеродные» звезды класса С, которые отличаются от классов К и М наличием линий поглощения атомов углерода и полос поглощения простейших соединений углерода. Второе ответвление происходит от класса К и содержит «циркониевые» звезды класса S. Звезды этого класса отличаются от звезд класса М тем, что вместо полос окиси титана TiO присутствуют полосы окиси циркония (ZrO).

11. Диаграмма Герцшпрунга –Рассела

В 1910 году датский астроном Герцшпрунг (Ejnar Hertzsprung) и независимо от него американский астрофизик Рассел (Henry Norris Russell) установили существование зависимости между видом спектра (т.е. температурой) и светимостью звезд. Эта зависимость иллюстрируется графиком, по одной оси которого откладывается спектральный класс, а по другой — абсолютная звёздная величина. Такой график называется Положение каждой звезды в той или иной точке диаграммы определяется её физической природой и стадией эволюции. Анализ диаграммы является позволяет выделить различные группы звёзд, объединенные общими физическими свойствами, и установить зависимость между некоторыми их физическими характеристиками. Наиболее богатую звёздами диагональ, идущую слева вниз направо, называют главной последовательностью. Вдоль неё расположены звёзды, начиная от самых горячих (в верхней части) до наиболее холодных (в нижней). В верхней части диаграммы находятся звёзды, обладающие наибольшей светимостью (гиганты и сверхгиганты). Звёзды в нижней половине диаграммы обладают низкой светимостью и называются карликами. В левой части диаграммы располагаются горячие звёзды более ранних спектральных классов, а в правой — более холодные звёзды, соответствующие поздним спектральным классам.

12. Йеркская система классификации звёзд

Класс светимости I — сверхгиганты; эти звёзды занимают на диаграмме спектр – светимость верхнюю часть и разделяются на несколько подклассов.

• Класс светимости II — яркие гиганты.

• Класс светимости III — гиганты.

• Класс светимости IV — субгиганты. Последние три класса расположены на диаграмме между областью сверхгигантов и главной последовательностью.

• Класс светимости V — звёзды главной последовательности.

• Класс светимости VI — яркие субкарлики. Они образуют последовательность, проходящую ниже главной примерно на одну звёздную величину, начиная от класса А0 вправо.

• Класс светимости VII — белые карлики. Они обладают весьма малой светимостью и занимают нижнюю часть диаграммы.

13. Пределы изменения масс и светимостей звёзд

Напрямую определить массу одиночной звезды не представляется возможным. В некоторых случаях с помощью закона Кеплера удается определить массы компонентов двойных систем. По этому сравнительно небольшому числу звёзд обнаружена важная эмпирическая зависимость между массой и болометрической светимостью для звёзд главной последовательности: L_bol = M^3,9

Из соотношения масса – светимость для звёзд следует, что диапазон их светимостей значительно превышает пределы возможных значений масс:

0,1 Мс≤ М ≤ 100 Мс, 10^–6Lс≤ L ≤ 10⁶Lс.

Стационарных звёзд с массами М ≥ 100 М не наблюдается.

В среднем массы звёзд близки к массе Солнца. Светимости звёзд при этом изменяются в очень широких предела

14. Звезда VY Большого Пса

Красный гипергигант. Диаметр: ~2000 диаметров Солнца (~18 а.е.). Масса: 30–40 масс Солнца. Средняя плотность: 0.000005–0.00001 кг/м³

Расстояние: ~5000 св. лет

15. Поколения звёзд

1-е поколение (популяция III) – первые звёзды, возникшие после Большого взрыва. Такие звёзды практически не содержали «металлов» (элементов тяжелее гелия), состояли только из водорода (75%) и гелия (25%) и имели очень большие массы. Вследствие этого звёзды 1-го поколения очень быстро «прогорели», как правило, перешли в категорию сверхновых, и, в результате взрывов, обогатили межзвёздную среду химическими элементами вплоть до железа.

2-е поколение (популяция II) – старые (~10 млрд. лет) звёзды с низким содержанием металлов. Сохранившиеся звёзды 2-го поколения находятся, как правило, в гало галактиках и входят в состав шаровых скоплений.

3-е поколение (популяция I) – сравнительно молодые звёзды, содержащие значительное количество металлов. Солнце – звезда 3-го поколения. Солнце содержит 1.8% (по массе) элементов тяжелее гелия. Звёзды 3-го поколения находятся, как правило в дисках галактик.

16. Металличность

Металличность (Z) – величина, характеризующая относительное содержание в звезде (или галактике) элементов тяжелее гелия (т. н. металлов):

Металличность Солнца: Z = 0.0122. Для звёзд 2-го поколения металличность [Fe/H] примерно от –1 до –3 (т.е. содержание железа в 10–1000 раз меньше, чем на Солнце).

17. Спектр излучения Солнца

В видимой области излучение Солнца имеет непрерывный спектр, на который накладывается несколько десятков тысяч тёмных линий поглощения, называемых фраунгоферовыми по имени немецкого физика Йозефа Фраунгофера, описавшего эти линии в 1814 г. Наибольшей интенсивности непрерывный спектр достигает в сине-зелёной части спектра, в области длин волн 4300 – 5000 Å. В обе стороны от максимума интенсивность солнечного излучения убывает. Солнечный спектр далеко простирается в коротковолновую (УФ и далее) и длинноволновую (ИК и далее) области. До длин волн около 2 000 Å характер солнечного спектра такой же, как и в видимой области. Однако в более коротковолновой области он резко меняется: интенсивность непрерывного спектра быстро падает, а тёмные фраунгоферовы линии сменяются яркими эмиссионными. Важнейшей особенностью: от длины волны около 1 600 Å до ИК диапазона является наличие фраунгоферовых линий поглощения. По длинам волн они в точности соответствуют линиям излучения различных элементов в спектре разреженного светящегося газа. Характер (форма, интенсивность, ширина) линий поглощения позволяет судить о температуре на разных глубинах в атмосфере Солнца, а также об относительном числе поглощающих атомов различных химических элементов в атмосфере Солнца. Самая сильная линия поглощения солнечного спектра находится в далекой УФ области — резонансная линия водорода L_α с длиной волны 1 216 Å. Однако на эту длину волны приходится также самая мощная линия излучения солнечного спектра — та же линия L_α, но возникшая в более высоких слоях атмосферы

18. Примерный химический состав Солнца

Преобладающим элементом на Солнце является водород. По числу атомов его примерно в 10 раз больше, чем всех остальных элементов вместе взятых, и на его долю приходится около 70% всей массы Солнца. Следующим по распространённости элементом является гелий — около 28% массы Солнца. На остальные элементы, вместе взятые, приходится не более 2%. В некоторых случаях важно знать содержание элементов, обладающих определенными свойствами. Так, например, общее количество атомов металлов в атмосфере Солнца почти в 10 000 раз меньше, чем атомов водорода.

19. Строение Солнца

1 – ядро

2 – зона лучистого

равновесия

3 – конвективная зона

4 – фотосфера

5 – хромосфера

6 – корона

7 – пятна

8 – грануляция

9 – протуберанец

20. Солнечные нейтрино

Кроме энергии, уносимой в процессе термоядерных реакций γ-квантами, а также непосредственно в виде кинетической энергии возникающих частиц, важную роль играет образование нейтрино, поток которых пронизывает Землю. Нейтрино – это элементарные частицы, которые чрезвычайно слабо взаимодействуют с веществом. Поэтому они свободно выходят из недр Солнца и со скоростью, очень близкой к световой, распространяются в космическом пространстве, почти не поглощаясь веществом. Заряд нейтрино равен нулю, спин – полуцелый, массы очень малы: для электронного нейтрино верхняя экспериментальная оценка составляет всего 2,2 эВ, верхние пределы для масс мюонного и тау-нейтрино оцениваются в 170 кэВ и 15,5 МэВ соответственно Поскольку каждый акт синтеза α-частицы вне зависимости от деталей термоядерной реакции сопровождается излучением двух нейтрино, то Солнце ежесекундно испускает 1,8·10³⁸ нейтрино.