LUMINOSITY

Ukupna snaga zračenja zvijezde u cijelom opsegu elektromagnetnog spektra naziva se istinska ili bolometrijska "svjetlost". Na primjer, luminoznost Sunca je 3,86´1026 W. Što je veća masa normalne zvijezde, veća je njena svjetlost; raste otprilike kao kocka mase. Ovaj odnos masa-svjetlost je prvo pronađen iz opservacija, a kasnije je dobio teorijsko opravdanje.

Tok energije koja dolazi od zvijezde do Zemlje naziva se "prividni sjaj"; ne zavisi samo od pravog sjaja zvezde, već i od njene udaljenosti od Zemlje. Zvijezda niskog sjaja blizu Zemlje može imati svjetliju magnitudu od zvijezde visokog sjaja na velikoj udaljenosti.

temperatura spektra atmosfere zvijezde

ZVEZDA TEMPERATURE

Jedna od najvažnijih karakteristika koje određuju fizičko stanje nebeskih tijela je njihova temperatura. Kao i drugi parametri, temperatura svjetiljki je određena njihovim zračenjem koristeći određene teorijske pretpostavke. Konkretno, pretpostavlja se da je izvor svjetlosti u stanju termodinamičke ravnoteže.

Budući da se ovo drugo ne odvija uvijek u atmosferama zvijezda, određivanje temperature zvijezda različitim metodama može se značajno razlikovati jedno od drugog. Efektivna temperatura zvijezde je temperatura crnog tijela čija je veličina jednaka veličini zvijezde i čije je ukupno zračenje jednako ukupnom zračenju zvijezde.

Efektivna temperatura zvezde određena je Stefan-Bolcmanovim zakonom E = oT4. Da bi se pomoću ove jednadžbe odredila temperatura zvijezde, potrebno je izračunati ukupnu količinu energije koju zvijezda emituje u jedinici vremena, saznati udaljenost do zvijezde i njen polumjer, na osnovu ovih podataka odrediti vrijednost E a zatim i temperaturu.

Temperatura površine zvijezda određena je iz ukupnog zračenja vanjskih slojeva zvijezda pod pretpostavkom da zvijezde emituju kao apsolutno crna tijela. Ova temperatura varira od 30.000 do 3.000 ° za pojedinačne zvijezde u galaksijama. Temperatura unutrašnjosti zvijezda iznosi milione stepeni. Za zvezde sa temperaturom površine od 30.000°, unutrašnja temperatura će verovatno biti reda veličine 100.000.000°. Za zvijezde s temperaturom površine od 3000°, temperatura unutrašnjosti zvijezda procjenjuje se na 10.000.000°.

Sunce ima temperaturu površine od 6.000° i temperaturu jezgra od 13.000.000°. Temperatura boje i svjetline. Spektrofotometrijska, ili boja, temperatura zvijezde je temperatura apsolutno crnog tijela, koje ima najbližu uočenu relativnu distribuciju intenziteta zračenja u razmatranom dijelu spektra. Temperatura zvijezde, određena za različite dijelove njenog spektra, u ovom slučaju može biti različita.

Ako je poznata relativna distribucija intenziteta zračenja zvijezde u cijelom vidljivom području, tada se temperatura boje zvijezde može odrediti prema Wienovom zakonu: Temperatura zvijezde prema Wienovom zakonu određuje se na sljedeći način. Nacrtana je kriva distribucije energije zvijezde, a teorijska kriva sa najbližim maksimumom, dobijena iz teorije zračenja crnog tijela, se uklapa u ovu krivu. Položaj maksimuma i odredite temperaturu boje zvijezde.

Ako se temperatura zvijezde odredi u usporedbi s Planckovom formulom u cijelom spektralnom rasponu, tada se ta temperatura naziva sjaj. Gore navedene metode za određivanje temperature zvijezda su približne. Razlozi za to su apsorpcija u spektru energetske fisije, prvo, u činjenici da tamne zvijezde iskrivljuju sliku kontinuiranog spektra, i drugo, priroda zračenja zvijezda se razlikuje od zračenja apsolutno crnog tijela.

Indeks boja zvijezda. Temperatura zvijezda određuje njihovu boju. To su zvijezde najviše temperature (oko 30.000° na površini) koje imaju plavkasto-bijelu boju. Zvijezde s temperaturom površine od 3000° su crvene boje.

Sunce sa temperaturom od 6000° na površini je žute boje. Zvijezde srednje površinske temperature su bijele, žućkasto-bijele i žućkasto-crvene. Stoga se čini da su nam zvijezde s različitim temperaturama drugačije obojene. To je lako vidjeti ako pažljivo pogledate zvjezdano nebo.

U ovom slučaju, neke od zvijezda će nam izgledati plavkasto-bijele (Sirius, Vega), druge zvijezde žute (Capella, Spica) i, konačno, neke zvijezde su crvene (Antares, Aldebaran). Kao mjera boje zvijezde uzima se sljedeće: određuje se sjaj zvijezde snimljene kroz plavi filter, a njen sjaj se određuje kroz žuti filter.

Razlika između ovih vrijednosti naziva se indeks boje zvijezde i uzima se kao mjera boje zvijezde. Možete dati još jednu definiciju boje zvijezde: indeks boja je razlika između fotografske veličine zvijezde i njene vizualno promatrane veličine. Posljednja definicija zasniva se na činjenici da je fotografska ploča najosjetljivija na plave zrake, a oko na crvene.

Fotografske i vizuelne veličine bijelih zvijezda tipa Sirius su iste. Plave zvijezde bit će svjetlije fotografski nego vizuelno. Stoga će razlika između fotografske i vizualne veličine takvih zvijezda biti negativna. Žute i crvene zvijezde bit će manje svijetle fotografski nego vizualno. Stoga će razlika između fotografskih i vizuelnih veličina takvih zvijezda biti pozitivna.

Određivanje temperature i veličine zvijezde indeksom boja. Boja zvezde se može okarakterisati, s jedne strane, indeksom njene boje, as druge strane talasnom dužinom maksimalnog zračenja i, prema Wienovom zakonu, odrediti temperaturu zvezde. Stoga je moguće ukazati na ovisnost indeksa boje zvijezde o temperaturi. Ovaj odnos se može izraziti ili formulom ili grafički. Dakle, indeks boja zvijezde nam omogućava da odredimo njenu temperaturu.

Pretpostavimo da je, pored temperature zvezde (koja je određena njenim indeksom boja), poznata i udaljenost D do zvezde (određena godišnjom paralaksom). Zatim, znajući prividnu veličinu zvijezde i udaljenost do nje, određujemo njenu apsolutnu magnitudu M.

Poznavajući apsolutnu vrijednost, odredimo njen luminozitet L, koji je mjera energetskog zračenja zvijezde. Ali zračenje zvijezde je određeno njenom temperaturom i veličinom. Prema tome, znajući luminoznost L i temperaturu, moguće je izračunati linearni radijus zvijezde, izražen u radijusima Sunca. Dakle, znajući indeks boja i udaljenost do zvijezde, možete odrediti veličinu zvijezde.

Udžbenik za 10. razred

Spektri, temperature, luminoznosti zvijezda i udaljenosti do njih

Proučavajući zvijezde, nauka je otkrila njihovu ogromnu raznolikost, iako su sve slične Suncu u smislu da su samosvjetleće, užarene kugle plina koje crpe kolosalne rezerve energije iz svojih dubina. S jedne strane, ovo pokazuje da naše Sunce nije jedinstveno u Univerzumu, već jedno od nebrojenih sunaca i ni po čemu se ne ističe. S druge strane, ustanovljeno je da u raznolikosti zvijezda postoje određeni obrasci zbog fizičkih razloga.

Zvezdani katalozi sadrže koordinate i procjene magnitude ne samo svih 6.000 zvijezda vidljivih golim okom, već i mnogih slabijih - do 11. magnitude. Njihov broj je oko milion. Fotografski atlas neba, koji naširoko koriste astronomi, prikazuje zvijezde do 21 magnitude. Ima ih oko 2 milijarde na celom nebu.

§22.1. Spektri, boja i temperatura zvijezda

Spektri zvijezda su izuzetno raznoliki. Gotovo svi su apsorpcijski spektri. Ovo je rezultat apsorpcije svjetlosti u vanjskim omotačima zvijezda. Proučavanje spektra omogućava određivanje hemijskog sastava zvjezdanih atmosfera.

Vodonik i helijum dominiraju u atmosferi svih zvijezda. Karakter spektra zvijezda ovisi o temperaturama i pritiscima u njihovoj atmosferi. Na visokim temperaturama, molekuli se razlažu na atome. Na još višoj temperaturi, manje izdržljivi atomi se uništavaju, pretvaraju se u ione, gubeći elektrone. Jonizirani atomi mnogih kemijskih elemenata, poput neutralnih atoma, emituju i apsorbiraju energiju na određenim valnim dužinama. Upoređivanjem intenziteta apsorpcionih linija atoma i jona istog hemijskog elementa, teoretski se utvrđuje njihova relativna količina. To je funkcija temperature. Tako se tamne linije spektra zvijezda mogu koristiti za određivanje temperature njihove atmosfere. Ovo dopunjuje mogućnost određivanja temperatura zvijezda raspodjelom energije u njihovom kontinuiranom spektru i mjerenjem energije primljene od njih na Zemlji.

Spektri zvijezda su podijeljeni u klase označene latiničnim slovima i brojevima (vidi sliku 88).

Boja i spektar zvijezda su povezani s njihovom temperaturom. Relativno hladnim zvijezdama dominira zračenje u crvenom dijelu spektra, zbog čega imaju crvenu boju. Temperatura crvenih zvijezda je niska. Raste uzastopno od crvenih zvijezda do narandžaste, zatim žute, žućkaste, bijele i plavičaste. U ovom nizu mijenja se boja tijela sa žarnom niti. Spektri hladnih crvenih zvijezda M-klase s temperaturom od oko 3000°K pokazuju apsorpcione trake najjednostavnijih dvoatomskih molekula, najčešće titanovih oksida. U spektrima drugih crvenih zvijezda dominiraju oksidi ugljika ili cirkonija. Crvene zvijezde prve veličine klase M - Antares, Betelgeuse. U spektrima žutih zvezda klase G, kojoj pripada Sunce (sa temperaturom od 6000°K na površini), preovlađuju tanke linije metala: gvožđe, kalcijum, natrijum itd. U spektrima bijelih zvijezda klase A kao što su Sirijus, Vega i Deneb, vodonikove linije su najjače. Postoje mnoge slabe linije jonizovanih metala. Temperatura takvih zvijezda je oko 10.000 °K.

U spektrima najtoplijih, plavkastih zvijezda s temperaturom od oko 30.000 K, vidljive su linije neutralnog i joniziranog helijuma. Temperature većine zvijezda su u rasponu od 3000 do 30 000 °K. Nekoliko zvijezda ima temperaturu oko 100.000 °K.

Izvor energije koju primaju većina zvijezda i Sunce su nuklearne reakcije transformacije vodika u helij, koje se odvijaju u njihovim utrobama na temperaturama iznad 10.000.000 °K. (Za više o tome, pogledajte § 30.)

Količine. Po opštem dogovoru, ove skale su odabrane tako da bijela zvijezda, kao što je Sirius, ima istu magnitudu na obje skale. Razlika između fotografskih i foto-vizuelnih vrijednosti naziva se indeks boja date zvijezde. Za plave zvijezde kao što je Rigel, ovaj broj će biti negativan, jer takve zvijezde na običnoj ploči daju više zacrnjenja nego na svjetlu osjetljivom na žuto.

Za crvene zvijezde poput Betelgeusea, indeks boja doseže + 2-3 magnitude. Ovo mjerenje boje je također mjerenje površinske temperature zvijezde, pri čemu su plave zvijezde znatno toplije od crvenih.

Budući da se indeksi boja mogu dobiti prilično lako čak i za vrlo slabe zvijezde, oni su od velike važnosti za proučavanje distribucije zvijezda u svemiru.

Uređaji su među najvažnijim alatima za proučavanje zvijezda. Čak i najpovršniji pogled na spektre zvijezda otkriva da nisu sve iste. Balmerove linije vodonika u nekim spektrima su jake, u nekim slabe, u nekima su potpuno odsutne.

Ubrzo je postalo jasno da se spektri zvijezda mogu podijeliti na mali broj klasa, postepeno prelazeći jedna u drugu. Trenutno se koristi spektralna klasifikacija je razvijen na Harvardskoj opservatoriji pod vodstvom E. Pickeringa.

U početku su spektralne klase označavane latiničnim slovima po abecednom redu, ali su u procesu dorade klasifikacije ustanovljene sljedeće oznake za uzastopne klase: O, B, A, F, G, K, M. nekoliko neobičnih zvijezda kombinirano je u klase R, N i S, a pojedinci koji se uopće ne uklapaju u ovu klasifikaciju označeni su simbolom PEC (neobičan).

Zanimljivo je napomenuti da je raspored zvijezda po klasama također raspored po bojama.

• Zvijezde klase B, koje uključuju Rigel i mnoge druge zvijezde u Orionu, su plave;
• klase O i A - bijeli (Sirius, Deneb);
• klase F i G - žuta (Procyon, Capella);
• klase K i M - narandžasta i crvena (Arcturus, Aldebaran, Antares, Betelgeuse).

Raspoređujući spektre istim redosledom, vidimo kako se maksimalni intenzitet zračenja pomera od ljubičastog ka crvenom kraju spektra. Ovo ukazuje na smanjenje temperature kako prelazi iz klase O u klasu M. Mjesto zvijezde u nizu je više određeno temperaturom njene površine nego njenim hemijskim sastavom. Općenito je prihvaćeno da je kemijski sastav isti za veliku većinu zvijezda, ali različite temperature i pritisci na površini uzrokuju velike razlike u spektru zvijezda.

Plave zvijezde klase O su najtoplije. Temperatura njihove površine dostiže 100.000 °C. Njihovi spektri se mogu lako prepoznati po prisutnosti nekih karakterističnih svijetlih linija ili po širenju pozadine daleko u ultraljubičasto područje.

Direktno slijedi plave zvjezdice B klase, takođe vrlo vruće (temperatura površine 25.000 °C). Njihovi spektri sadrže linije helijuma i vodonika. Prvi slabe, a drugi se povećavaju sa prelaskom na klasa A.

V klase F i G(tipična G-zvijezda je naše Sunce), linije kalcija i drugih metala, kao što su gvožđe i magnezijum, postepeno jačaju.

V klasa K linije kalcija su vrlo jake, pojavljuju se i molekularne trake.

klasa M uključuje crvene zvijezde s površinskom temperaturom ispod 3000°C; trake titan oksida su vidljive u njihovim spektrima.

Klase R, N i S pripadaju paralelnoj grani hladnih zvijezda, u čijim spektrima su prisutne druge molekularne komponente.

Za poznavaoce, međutim, postoji veoma velika razlika između "hladnih" i "vrućih" zvezda klase B. U preciznom sistemu klasifikacije, svaka klasa je podeljena na još nekoliko podklasa. Najzgodnije zvezde klase B pripadaju podklasa BO, zvijezde sa prosječnom temperaturom za ovu klasu - k podklasa B5, najhladnije zvijezde - do podklasa B9... Zvijezde su direktno iza njih. podklasa AO.

Proučavanje spektra zvijezda pokazalo se vrlo korisnim, jer omogućava grubu klasifikaciju zvijezda prema njihovim apsolutnim zvjezdanim magnitudama. Na primjer, zvijezda VZ je gigant sa apsolutnom zvjezdanom magnitudom približno jednakom - 2,5. Moguće je, međutim, da će zvezda biti deset puta svetlija (apsolutna magnituda - 5,0) ili deset puta slabija (apsolutna magnituda 0,0), pošto je nemoguće dati precizniju procenu samo na osnovu spektralnog tipa.

Prilikom utvrđivanja klasifikacije zvjezdanih spektra, vrlo je važno pokušati odvojiti divove od patuljaka unutar svake spektralne klase, ili, gdje ova podjela ne postoji, izolirati od normalnog niza zvijezda divova koji imaju previsoku ili prenisku svjetlost. .

Supstanca našeg Univerzuma je strukturno organizovana i formira širok spektar fenomena različitih razmera sa veoma različitim fizičkim svojstvima. Jedno od najvažnijih ovih svojstava je temperatura. Poznavajući ovaj pokazatelj i koristeći teorijske modele, može se suditi o mnogim karakteristikama tijela - njegovom stanju, građi, starosti.

Raspršivanje temperaturnih vrijednosti za različite vidljive komponente Univerzuma je vrlo veliko. Dakle, njena najniža vrijednost u prirodi zabilježena je za maglinu Bumerang i iznosi samo 1 K. A koje su do sada poznate najviše temperature u Univerzumu i koje karakteristike raznih objekata ukazuju? Prvo, da vidimo kako naučnici određuju temperaturu udaljenih kosmičkih tijela.

Spektri i temperatura

Naučnici dolaze do svih informacija o udaljenim zvijezdama, maglinama, galaksijama proučavajući njihovo zračenje. Prema frekventnom opsegu spektra na koje pada maksimalno zračenje, temperatura se određuje kao indikator prosječne kinetičke energije koju posjeduju čestice tijela, budući da je frekvencija zračenja direktno povezana sa energijom. Dakle, najviša temperatura u svemiru treba da odražava najveću energiju.

Što su veće frekvencije okarakterisane maksimalnim intenzitetom zračenja, to je ispitivano tijelo toplije. Međutim, cijeli spektar zračenja je raspoređen u vrlo širokom rasponu, a iz karakteristika njegovog vidljivog područja („boje“) mogu se izvući određeni opći zaključci o temperaturi, na primjer, zvijezde. Konačna procjena se vrši na osnovu studije cijelog spektra, uzimajući u obzir emisione i apsorpcione pojaseve.

Spektralne klase zvijezda

Na osnovu spektralnih karakteristika, uključujući boju, razvijena je takozvana Harvardska klasifikacija zvijezda. Uključuje sedam glavnih klasa, označenih slovima O, B, A, F, G, K, M, i nekoliko dodatnih. Harvardska klasifikacija odražava temperaturu površine zvijezda. Sunce, čija je fotosfera zagrijana na 5780 K, pripada klasi žutih zvijezda G2. Najtoplije plave zvezde su klase O, a najhladnije crvene su klase M.

Harvardsku klasifikaciju dopunjuje Yerkes, ili Morgan-Keenan-Kellman klasifikacija (MCC - po imenima programera), dijeleći zvijezde u osam klasa sjaja od 0 do VII, blisko povezanih s masom zvijezde - od hipergiganata belim patuljcima. Naše Sunce je patuljak klase V.

Korištene zajedno kao osi duž kojih su iscrtane vrijednosti boje – temperature i apsolutne vrijednosti – osvjetljenja (koja pokazuje masu), omogućile su konstruiranje grafa poznatog kao Hertzsprung-Russell dijagram, koji odražava glavne karakteristike zvijezde u njihovoj vezi.

Najzgodnije zvezde

Sa dijagrama, najtopliji su plavi divovi, supergiganti i hipergiganti. One su izuzetno masivne, sjajne i kratkovečne zvezde. Termonuklearne reakcije u njihovim dubinama su vrlo intenzivne, što dovodi do monstruoznog sjaja i najviših temperatura. Takve zvijezde pripadaju klasama B i O ili posebnoj klasi W (obilježena širokim emisionim linijama u spektru).

Na primjer, ovaj Veliki medvjed (nalazi se na "kraju drške" kutlače), sa masom 6 puta većom od solarne mase, sija 700 puta snažnije i ima temperaturu površine od oko 22.000 K. Zeta Orion ima zvijezdu. Alnitak, koji je 28 puta masivniji od Sunca, vanjski slojevi su zagrijani na 33.500 K. A temperatura hipergiganta sa najvećom poznatom masom i luminoznošću (najmanje 8,7 miliona puta snažnija od našeg Sunca) - R136a1 u Veliki Magelanov oblak - procjenjuje se na 53.000 K.

Međutim, fotosfere zvijezda, ma koliko bile vruće, neće nam dati ideju o najvišoj temperaturi u svemiru. U potrazi za toplijim krajevima, morate pogledati u utrobu zvijezda.

Fusion peći prostora

U jezgrima masivnih zvijezda, stisnutih kolosalnim pritiskom, razvijaju se zaista visoke temperature, dovoljne za nukleosintezu elemenata do željeza i nikla. Dakle, proračuni za plave divove, supergigante i vrlo rijetke hipergigante daju za ovaj parametar do kraja života zvijezde reda veličine od 10 9 K - milijardu stepeni.

Struktura i evolucija ovakvih objekata još uvijek nisu dobro shvaćeni, pa su shodno tome i njihovi modeli još uvijek daleko od potpune. Jasno je, međutim, da veoma vruća jezgra treba da poseduju sve zvezde velike mase, bez obzira kojoj spektralnoj klasi pripadaju, na primer, crveni supergiganti. Uprkos nesumnjivim razlikama u procesima koji se dešavaju u unutrašnjosti zvijezda, ključni parametar koji određuje temperaturu jezgra je masa.

Stellar Remnants

U opštem slučaju, sudbina zvezde zavisi i od mase – kako završava svoj životni put. Zvijezde male mase poput Sunca, nakon što su iscrpile zalihe vodonika, gube svoje vanjske slojeve, nakon čega od zvijezde ostaje degenerirano jezgro u kojem se više ne može odvijati termonuklearna fuzija - bijeli patuljak. Vanjski tanki sloj mladog bijelog patuljka obično ima temperaturu do 200.000 K, a dublji je izotermno jezgro zagrijano na desetine miliona stepeni. Dalja evolucija patuljka je do njegovog postepenog hlađenja.

Zvijezde divova čeka drugačija sudbina - eksplozija supernove, praćena povećanjem temperature već do vrijednosti reda od 10 11 K. U toku eksplozije postaje moguća nukleosinteza teških elemenata. Jedan od rezultata ovog fenomena je neutronska zvijezda - vrlo kompaktna, supergusta, složene strukture, ostatak mrtve zvijezde. Pri rođenju je isto tako vruć - do stotina milijardi stepeni, ali se brzo hladi zbog intenzivnog zračenja neutrina. Ali, kao što ćemo kasnije vidjeti, čak ni novorođena neutronska zvijezda nije mjesto gdje je temperatura najviša u Univerzumu.

Daleki egzotični objekti

Postoji klasa svemirskih objekata koji su prilično udaljeni (a samim tim i drevni), koje karakteriziraju potpuno ekstremne temperature. Prema modernim pogledima, kvazar je moćan akrecijski disk formiran od spiralne padajuće materije - plina ili, preciznije, plazme. Zapravo, ovo je aktivna galaktička jezgra u fazi formiranja.

Brzina kretanja plazme u disku je toliko velika da se zbog trenja zagrijava do ultravisokih temperatura. Magnetna polja sakupljaju zračenje i dio materije diska u dva polarna snopa - mlaze, koje kvazar baca u svemir. Ovo je izuzetno visokoenergetski proces. Svjetlost kvazara je u prosjeku za šest redova veličine veća od sjaja najmoćnije zvijezde R136a1.

Teorijski modeli dozvoljavaju efikasnu temperaturu za kvazare (to jest, svojstvenu apsolutno crnom tijelu koje emituje sa istom svjetlinom) ne više od 500 milijardi stepeni (5 × 10 11 K). Međutim, nedavna istraživanja najbližeg kvazara 3C 273 dovela su do neočekivanog rezultata: od 2 × 10 13 do 4 × 10 13 K - desetine triliona kelvina. Ova vrijednost je uporediva s temperaturama koje se postižu u pojavama s najvećim poznatim oslobađanjem energije - u eksplozijama gama zraka. Ovo je daleko najviša temperatura u svemiru ikada zabilježena.

Toplije od svih

Treba imati na umu da kvazar 3C 273 vidimo kakav je bio prije oko 2,5 milijarde godina. Dakle, s obzirom na to da što dalje gledamo u svemir, što udaljenije epohe prošlosti posmatramo, u potrazi za najtoplijim objektom, imamo pravo gledati na Univerzum ne samo u prostoru, već iu vremenu.

Ako se vratimo na sam trenutak njegovog rođenja - prije oko 13,77 milijardi godina, što je nemoguće promatrati - naći ćemo potpuno egzotičan Univerzum u čijem se opisu kosmologija približava granici svojih teorijskih mogućnosti, povezanih s granicama primjenjivosti savremenih fizikalnih teorija.

Opis Univerzuma postaje moguć počevši od doba koje odgovara Plankovom vremenu od 10 -43 sekunde. Najtopliji objekat u ovoj epohi je sam naš Univerzum, sa Plankovom temperaturom od 1,4 × 10 32 K. A to je, prema modernom modelu njegovog rođenja i evolucije, maksimalna temperatura u Univerzumu ikada dostignuta i moguća.