4,5.Жұлдыздардың спектрлік классификациясына сипаттама беріңіз.

Жарықтылық кластары 3.13 – суретте көрсетілген.Ι жарықтылық класы – аса алыптар (сверх гиганты) - бұл жұлдыздар спектр - жарықтылық диаграммасының жоғарғы бөлігінде орналасқан және бірнеше тізбектерге бөлінеді.ΙΙ жарықтылық класы – жарық алыптар;ΙΙΙ – алыптар; ΙV – субалыптар. Соңғы үш класс жұлдыздары диаграммада аса алыптар мен бас тізбек аралығындағы облыста орналасқан;V – бас тізбектің жұлдыздары;

VΙ – жарық субалыптар - олар бас тізбектен бір жұлдыздық шамаға төмен өтетін тізбекті құрайды;VΙΙ – ақ ергежейлілер - олардың жарықтылығы төмен және диаграмманың төменгі бөлігінде орналасқан.Жұлдыздардың берілген класқа жату–жатпауы спектрлік классификацияның арнайы қосымша белгілері арқылы анықталады. Мысалы, аса алыптардың спектрлік сызықтары әдетте жіңішке әрі терең болып келеді, ал ақ ергежейлілерде бұған керісінше болып келеді. Өздерінің спектрлері бойынша ақ ергежейлілердің айырмашылығы, олардың кейбір металдарының спектрлік сызықтары алыптарға қарағанда әлсіз.

Сурет 3.13 Жарықтылық кластары

Спектрлерлік классификациясының жоғарыда аталған қосымша белгі-шарттары (критерийлері) жарықтылық класын анықтауға және абсолют жұлдыздық шаманы спектроскоптық әдіспен анықтауға негіз болып табылады.Гарвард классификациясында спектрлік типтер (кластар) латын алфавитінің: О, В, А, Ғ, G, K және М әріптерімен белгіленген.О класы. Бұл класқа жататын жұлдыздар температурасының жоғары екендігін үздіксіз спектр сызықтарының интенсивтілігінің жолғарғылынан білуге болады. Сол себепті бұл жұлдыздардың түсі көгілдірлеу болып келеді.В класы. Бұл типте бейтарап гелийдің сызықтары ең интенсивті болып табылады. Сутегі және кейбір иондалған элементтердің сызықтары жақсы көрінеді. Түсі көгілдір-ақ.А класы. Сутегі сызықтары ең үлкен интенсивтілікке жетеді. Иондалған кальцийдің және кейбір металдардың сызықтары әлсіз көрінеді. Жұлдыздың түсі - ақ.Ғ класы. Сутегі сызықтары әлсірей бастайды. Иондалған металдардың сызықтары күшейе бастайды. (әсіресе кальций, темір, титан). Түсі - әлсіз сары.G класы. Иондалған кальцийдің сызықтары басым болады. Түсі-сары.К класы. Сутегінің сызықтары байқалмайды, яғни температура төмендегені. Жұлдыздың түсі қызғылттау.М класы. Қызыл жұлдыздар. Металдардың сызықтары әлсірей бастайды. Титан және басқа да молекулалық түзілістердің сызықтары басым.С класы. Бұл класс К және М кластарынан көміртегі молекулаларының жұтылу сызықтарының бар болуымен ерекшеленеді.S класы. Бұл класқа жататын жұлдыздарМ класынан титан қышқылының орнына цирконий қышқылы басым болуымен ерекшеленеді.

6. Жұлдыздың массасы мен радиусы арасындағы байланысты анықтаңыз.

Жұлдыздар бізден әр түрлі қашықтықта орналасатындықтан олардың бізге көрінетін жұлдыздық шамалары жарқырауы жөнінде ештеңе айтпайды. Сондықтан «абсолют жұлдыздық шама» ұғымы қолданылады. Бірдей қашықтықта (10 пк) орналасқан болса ие болатын жұлдыздық шамалары абсолют жұлдыздық шамалар (M) деп аталады. Жақын жұлдыздарға дейінгі қашықтықты анықтау үшін параллакс (заттың бұрыштық жылжуының шамасы) әдісі қолданылады. Жұлдыздан оның бағытына перпендикуляр орналасқан жер орбитасының орташа радиусы көрінер бұрыш жылдық параллакс деп аталады. Бірақ жұлдыздың спектр түрі мен абсолют жұлдыздық шамасының арасында статистикалық тәуелділік табылды. Нағыз сипаттама болатын жарқырау шамасы, яғни бірлік уақытта жұлдыз шығаратын толық энергия болып табылады. Егер абсолют жұлдыздық шама белгілі болса, кез келген жұлдыздың жарқырауын келесі формуламен есептеуге болады: lg L = 0.4( Ma-M) (1), мұндағы L - жұлдыздың жарқырауы, M - оның абсолют жұлдыздық шамасы, Ma - Күннің абсолют жұлдыздық шамасы.Жарқырау бұл жұлдыздың жарық интенсивтілігі немесе жарық қабылдаушыда түсірілген жарықтылық. Жарқырау бақылаушы мен жарық көзі аралығы ара қашықтыққа квадратына кері пропорционал. Жұлдыздық шама m мен E келесі формуламен байланысты: Ei/ Ek= 2.512 (mk-mi) (2) Ei-ті-ші жұлдыздық шамаkы жұлдыздың жарқырауы. Логарифмдеп және lg2.512=0.4 ескеріп: Lg Ei/ Ek=0.4(mk-mi) (3) бұдан mk-mi= -2.5 lg Ei/ Ek (4). Яғни жұлдыздық шамалар өзгерісі жарқырау қатынастарының логарифміне пропорционал жұлдыздық шама өзгерісіп анықтауға болады, егер фотометр көмегімен екі аспан шырағының жарқырау қатынасы анықталған болса (4) формула жұлдыздық шама өзгерісі бүтін сан емес, бөлшек сонда болуы мүмкін. Дәл өлшейтін фотометрлер жұлдыздық шама айырымын 0m,05. Ең жарық жұлдыздың жұлдыздық шамасы теріс шама. Жарқырау бәсеңдеген сайын жұлдыздық шама артады. Жұлдыз әлсіз болған сайын, оның жұлдыздық шамасы мәні көп. Жұлдыздардың маңызды маңызды 3 параметрі: радиус, жарықтылық және әсерлі температураны байланыстырады. Ол үшін спектр-жарықтылық диаграммасының түрін аздап өзгерту керек. Визуалды абсолют жұлдыздық шама орнына абсолют болометрлік жұлдыздық шаманы, ал спектрлік класс орнына – сәйкес әсерлі температураны енгіземіз. Жарықтылық кластарында жұлдыздардың радиустары өте үлкен аралықтарда өзгеретінін көреміз, яғни жүздеген - ден -ге дейін. Олай болса, жұлдыздық атмосфералардың температураларының айырмашылықтарды 10 есеге дейін ғана болса, ал диаметрлеріндегі өзгешелік 10⁶ дәрежесіне дейін жетеді.Бұл осы жұлдыздар үшін болометрлік жарықтылық пен радиус арасындағы эмпирикалық тәуелділікті анықтауға мүмкіндік береді. Мысалы, бас тізбектегі көптеген жұлдыздар үшін: (12)

өрнегі пайдаланылады. Ал, маңызды шамалардың бірі – массаны дара жұлдыздар үшін анықтау өте қиын. Кейбір жағдайларда Кеплер заңы көмегімен қосжүйелердің компоненттерінің массаларын анықтауға болады. Сондықтан аздаған жұлдыздар тобы үшін болометрлік масса мен болометрлік жарықтылық арасындағы байланыссыз массаны табуға болады.Бас тізбекті жағалай төмен түскен сайын жұлдыздар массасы кеми түседі. Ергежейлілердің массасы Күннен аз. M < 0,02 болған кезде заттан жұлдыз түзіле алмайды, ол ғаламшарға сығымдалады. Сонымен спектр-жарықтылық диаграммасын жұлдыздар күйінің диаграммасы деп қабылдауға болады.