Звезды. Основные характеристики звезд.
Характеристики звёзд
Астрономия для любителей → Объекты во вселенной → Характеристики звёзд
Благодаря работе астрономов разных стран, за последние десятилетия мы много узнали о развитии звёзд и их эволюции. Все данные получены благодаря наблюдению множества звёзд, находящихся на разных этапах эволюции.
Основными свойствами звёзд являются:
- светимость (полное количество энергии, излучаемое звездой в единицу времени (L),
- температура поверхности,
- масса,
- радиус.
Между всеми этими характеристиками существует связь. Эта связь отображена на диаграмме Герцшпрунга - Рассела (Спектр – Светимость представлена на картинке)
Из этой диаграммы видно, что звёзды создают определённую последовательность. Полоса, идущая с левого верхнего угла в правый нижний, называется "главная последовательность" В верхнем правом углу находятся холодные, но в то же время огромные звёзды, называемые красными гигантами. В левом нижнем углу –"белые карлики". Очень горячие звёзды, но и очень маленькие. Солнце имеет спектральный класс G2.
Рассмотрим основные свойства подробнее.
Светимость
Светимость звёзд (L) чаще выражается в единицах светимости Солнца (4x эрг/с). Светимость звезды вычисляют по энергии, достигающей Земли, при условии, если известно расстояние до звезды. По светимости звёзды различаются в очень широких пределах. Большинство звёзд составляют "карлики", их светимость ничтожна иногда даже по сравнению с Солнцем.
Характеристикой светимости является "абсолютная величина" звезды. Есть ещё понятие "видимая звёздная величина", которая зависит от светимости звезды, цвета и расстояния до неё. В большинстве случаев используют "абсолютную величину", чтобы реально оценить размеры звёзд, независимо как далеко они находятся. Чтобы узнать истинную величину, просто нужно звёзды отнести на какое-то условное расстояние (допустим на 10ПК). Звёзды высокой светимости имеют отрицательные значения. Например, видимая величина солнца -26,8. На расстоянии в 10ПК эта величина будет уже +5 (самые слабые звёзды, видимые невооружённым глазом, имеют величину +6).
Температура поверхности
Известные законы термодинамики позволяют нам определить температуру тела, измеряя длину волны в максимуме излучения черного цвета.
Так, если температура поверхности 3-4 тыс. К, то её цвет красноватый, 6-7 тыс. К - жёлтый, 10-12 тыс. К - белый и голубой. В таблице ниже приведены интервалы длин волн, соответствующие различным цветам, которые можно наблюдать в оптическом диапазоне.
Цвет и длина волны
| Цвет | Диапазон длин волн, А |
| Фиолетовый, синий | 3900 - 4550 |
| Голубой | 4550 - 4920 |
| Зеленый | 4920 - 5570 |
| Желтый | 5570 - 5970 |
| Оранжевый | 5970 - 6220 |
| Красный | 6220 - 7700 |
Последовательность спектров звёзд, получающихся при непрерывном изменении их поверхностных слоёв, обозначается следующими буквами: O, B, A, F, G, K, M (от горячих к холодным). Каждый из этих классов подразделяется ещё на 10 подклассов (пример B1, B2, B3…). Четкая классификация спектрального класса звезд представлена в следующей таблице
Спектральные классы звезд
| Обозначение класса звезд | Характерный признак спектральных линий | Температура поверхности, K |
| O | Ионизованный гелий | > 30 000 |
| B | Нейтральный гелий | 11 000 - 30 000 |
| A | Водород | 7 200 - 11 000 |
| F | Ионизованный кальций | 6 000 - 7 200 |
| G | Ионизованный кальций, нейтральные металлы | 5 200 - 6 000 |
| K | Нейтральные металлы | 3 500 - 5200 |
| M | Нейтральные металлы, полосы поглощения молекул | < 3 500 |
| R | Полосы поглощения циана (CN)2 | < 3 500 |
| N | Углерод | < 3 500 |
Масса
Также звёзды разделяются по массе, но в более узких пределах в отличие от светимости (которая может различаться и в 1000 раз). Очень мало звёзд, имеющих массу в 10 раз больше или меньше Солнечной.
Ученые, изучая распределение звезд по массам и учитывая время жизни звезд различной массы, распределяют звезды по массам в момент их рождения. Ими установлено, что вероятность рождения звезды определенной массы, очень приближенно, обратно пропорциональна квадрату массы (функция Солпитера):
F(M) ~ M-7/3.
Это общая закономерность. Во многих областях Вселенной наблюдается дефицит массивных звезд. В тех областях, где молодых звезд много, звезд маленькой массы меньше. Исследователи полагают, что первые звезды были яркими, массивными и короткоживущими.
Радиус
Радиус звёзд может очень сильно отличаться, а также меняться… С появлением возможности проводить спектральный анализ, появились сведения о химическом составе звезды. По химическому составу звёзды представляют собой водородные и гелиевые плазмы, остальных элементов гораздо меньше. На 10тыс атомов водорода приходится 1000 атомов гелия, 5 атомов кислорода, 2 атома азота, 1 углерода и 0,5 железа. Других элементов ещё меньше….
Делались попытки построить теоретическую эволюцию звёзд вдоль главной последовательности на основе представлений о потери масс этими звёздами, но эти попытки оказались неудачными.
Время пребывания звёзд на главной последовательности зависит от их первоначальной массы. Чем больше излучение и масса звезды, тем скорее она израсходует свой водород.
