Звездная светимость и спектральная классификация

Звездная светимость и спектральная классификация

Содержание

Введение

На протяжении тысячелетий звезды были непостижимы для сознания человека, но они завораживали его. Поэтому наука о звездах - астрономия - это одна из самых древних. Понадобились тысячи лет, чтобы люди освободились от наивных представлений о том, что звезды - это светящиеся точки, прикрепленные к огромному куполу. Впрочем, крупнейшие мыслители древности понимали, что звездное небо с Солнцем и Луной - нечто большее, чем просто увеличенное подобие планетария. Они догадывались, что планеты и звезды являются отдельными телами и свободно парят во Вселенной. С началом космической эры звезды стали нам ближе. Мы узнаем о них все больше и больше. Но древнейшая наука о звездах, астрономия, не только не исчерпала себя, но, напротив, стала еще более интересной.

Звездные величины

Одной из самых важных характеристик является звездная величина. Раньше считали, что расстояние до звезд одинаково, и чем звезда ярче, тем она больше. Наиболее яркие звезды отнесли к звездам первой величины (1m, от лат. magnitido - величина), а едва различимые невооруженным глазом - к шестой (6m). Сейчас мы знаем, что звездная величина характеризует не размеры звезды, а ее блеск, то есть освещенность, которую звезда создает на Земле.

Но шкала звездных величин сохранилась и уточнена. Блеск звезды 1m больше блеска звезды 6m ровно в 100 раз. Светила, блеск которых превосходит блеск звезд 1m, имеют нулевые и отрицательные звездные величины. Шкала продолжается и в сторону звезд, не видимых невооруженным глазом. Есть звезды 7m, 8m и так далее. Для более точной оценки используют дробные звездные величины 2,3m, 7,1m и так далее.

Так как звезды находятся от нас на различных расстояниях, то их видимые звездные величины ничего не говорят о светимостях (мощности излучения) звезд. Поэтому используется еще понятие “абсолютная звездная величина”. Звездные величины, которые имели бы звезды, если бы они находились на одинаковом расстоянии (10 пк), называются абсолютными звездными величинами (М).

Расстояние до звезд

Для определения расстояний до ближайших звезд применяется метод параллакса (величина углового смещения предмета). Угол (p), под которым со звезды был бы виден средний радиус земной орбиты (а), расположенный перпендикулярно направлению на звезду, называется годичным параллаксом. Расстояние до звезды можно вычислить по формуле

a

r = ——

sinp

Расстояние до звезды, соответствующее параллаксу в 1¢¢ называется парсеком.

Однако годичные параллаксы можно определить только у ближайших звезд, расположенных не далее нескольких сотен парсек. Но обнаружилась статистическая зависимость между видом спектра звезды и абсолютной звездной величиной. Таким образом по виду спектра оценивают абсолютные звездные величины, а затем, сравнивая их с видимыми звездными величинами, вычисляют и расстояния до звезд и параллаксы. Параллаксы, определенные таким образом, называются спектральными параллаксами.

Светимость

Одни звезды кажутся нам более яркими, другие более слабыми. Но это еще не говорит об истинной мощности излучения звезд, так как они находятся на разных расстояниях. Таким образом видимая звездная величина сама по себе не может быть характеристикой звезды, поскольку зависит от расстояния. Истинной характеристикой служит светимость, то есть полная энергия, которую излучает звезда в единицу времени. Светимости звезд крайне разнообразны. У одной из звезд-гигантов - S Золотой Рыбы - светимость в 500000 раз больше солнечной, а светимость самых слабых звезд-карликов примерно во столько же раз меньше.

Если известна абсолютная звездная величина, то можно вычислить светимость любой звезды по формуле

lg L = 0,4(Mã-M),

где: L - светимость звезды,

M - ее абсолютная звездная величина, а

Мã - абсолютная звездная величина

Солнца.

Масса

Еще одна важная характеристика звезды - ее масса. Массы звезд различны, но, в отличие от светимостей и размеров, различны в сравнительно узких пределах. Основной метод определения масс звезд дает исследование двойных звезд. На основе закона Всемирного тяготения и законов Кеплера, обобщенных Ньютоном, была выведена формула

а3

М1+М2 = —— ,

p3р2

где М1 и М2 - массы главной звезды и ее спутника, Р - период обращения спутника, а - большая полуось земной орбиты.

Также обнаружена зависимость между светимостью и массой звезды: светимость увеличивается пропорционально кубу массы. Используя эту зависимость, можно по светимости определить массы одиночных звезд, для которых невозможно вычислить массу непосредственно из наблюдений (см. Приложение).

Спектральная классификация

Спектры звезд - это их паспорта с описанием всех их физических свойств. По спектру звезды можно узнать ее светимость (а значит, и расстояние до нее), ее температуру, размер, химический состав ее атмосферы, как качественный, так и количественный, скорость ее движения в пространстве, скорость ее вращения вокруг оси и даже то, нет ли вблизи нее другой, невидимой звезды, вместе с которой она обращается вокруг их общего центра тяжести.