Класифікація зір за спектрами

Лекція 9

Спектральна класифікація зір. Діаграма Герцшпрунга-Рессела. Джерела енергії зір. Температура у надрах зір. Внутрішня будова зір

План

1.Класифікація зір за спектрами

2. Ознайомлення з найважливішими закономірностями у світі зір за діаграмами «Спектр-світність»

3. Внутрішня будова зір

Класифікація зір за спектрами

Під час викладу матеріалу про спектри зір слід звернути ува­гу Студентів на те, що майже всі основні фізичні характеристики зір визначають на основі аналізу їх спектра. Спектральний аналіз зо­ряного випромінювання свідчить про подібність їх складу до хіміч­ного складу Сонця і про відсутність невідомих на Землі хімічних елементів. Відмінності в зовнішньому вигляді спектрів різних кла­сів зір свідчать про відмінності їх фізичних характеристик. Темпе­ратура, наявність та швидкість обертання, напруженість магніт­ного поля і хімічний склад зір визначають на основі спектральних спостережень. Закони фізики дозволяють зробити висновки про масу зір, їхній вік, внутрішню будову і енергетику, докладно роз­глянути всі етапи еволюції зір.

Майже усі спектри зір є спектрами поглинання. Відносна кіль­кість хімічних елементів є функцією температури.

На сьогодні в астрофізиці прийнято єдину класифікацію зоряних спектрів (див. таблицю). За особливістю спектрів: наявністю та ін­тенсивністю атомарних спектральних ліній і молекулярних смуг, кольором зорі і температурою її випромінювальної поверхні зорі роз­ділені на класи, які позначають буквами латинського алфавіту:

Кожен клас зір поділяється на десять підкласів (А0...А9). Спек­тральні класи від 00 до F0 називаються «ранніми»; від F до М9 — «пізніми». Деякі вчені відносять зорі класів R, N до класу G. Ряд зоряних характеристик позначається додатковими маленькими літерами: у зір-гігантів перед класом ставлять літеру «g», у зірка карликів — «d», у надгігантів — «с», у зір з лініями випромінюван­ня в спектрі — буква «е», у зір з незвичайними спектрами — «р» і т. ін. Сучасні зоряні каталоги містять спектральні характеристи­ки сотень тисяч зір та їх систем.

Запис основних спектральних класів легко запам’ятати за при­казкою, причому російською: «Вообразите, один бедный англича­нин финики жевал, как морковь, — разве не смешно?»

W — О — В — A — F— G — К — М R... N.... S

Клас	Темпера- тура, К	Колір	Характерні спектральні лінії	Типові зорі
W	до	Блакитні	Зорі типу Вольфа-Рейє з лініями вимірювання у спектрі	S Золотої Риби
O	25000-	Блакитно-білі	Лінії поглинання He+ Ne+, He, Mg+, Si++, Si+++ (знак + означає ступінь іонізації атомів цього хімічного елемента)	Z Корми, l Оріона, l Персея
B	15000-	Біло- блакитні	Лінії поглинання He+, He, H, O+, Si++ посилюється до класу А; помітні слабкі лінії Н, Са+	Оріона α Діви, g Оріона

Ідея зв’язати між собою два основних параметри зорі вини­кла 1913 р. у двох вчених, причому вони вели роботи незалежно один від одного. Йдеться про голландського астронома Ейнара Герцшпрунга і американського астрофізика Генрі Норріса Ресселла.

Діаграма Герцшпрунга-Рассела (діаграма «Колір-зоряна вели­чина») показує залежність між абсолютною зоряною величиною, світністю, спектральним класом і температурою поверхні зорі. Не­сподіваним є той факт, що зорі на цій діаграмі розташовуються не випадково, а утворюють добре помітні ділянки (див. рис. 1).

Рис.1. Діаграма Герцшпрунга-Рассела

2. Ознайомлення з найважливішими закономірностями у світі зір за діаграмами «Спектр-світність»

Головна послідовність

На діаграмі Г-Р більшість зір розміщується уздовж діагональ­ної лінії, що йде знизу вгору і зліва направо. Ця смуга називаєть­ся Головною послідовністю. Зорі, що входять до її складу, назива­ються зорями Головної послідовності. Сонце належить саме до цієї групи. Зорі Головної послідовності перебувають у найбільш «спо­кійній фазі» свого існування. У надрах їх ядер атоми Гідрогену перемішуються, утворюється гелій. Фаза Головної послідовності становить 90 % часу існування зорі. Зі 100 зір 90 знаходяться саме в цій фазі, хоча розподіляються по різних позиціях в залежності від температури і світності.

Головна послідовність являє собою «вузьку область». Це свід­чить про те, що зорі протягом життя зберігають баланс між силою тяжіння, яка тягне всередину, і силою, що утворюється в результа­ті ядерних реакцій, — вона тягне до зовнішньої сторони зони. Зоря, подібна до Сонця, з поверхневою температурою, яка дорівнює 6000 °С, для підтримки балансу повинна мати абсолютну зоряну величину порядку +4, 7. Це випливає з діаграми Г—Р.

Червоні гіганти та білі карлики

Червоні гіганти знаходяться у верхній зоні праворуч від розта­шованої із зовнішнього боку Головної послідовності. Характерною ознакою цих зір є дуже низька температура (приблизно 3000 °С), але при цьому вони яскравіше за зорі, що мають ідентичну темпе­ратуру і розташовані в Головній послідовності.

Природно, постає питання: якщо енергія, випромінювана зо­рею, залежить від температури, то чому ж зорі однакової темпе­ратури мають різний ступінь світності. Пояснення слід шукати у розмірі зір. Червоні гіганти більш яскраві тому, що їх поверхня випромінює набагато більше, ніж у зір з Головної послідовності.

Невипадково цей тип зір дістав назву «гіганти». Дійсно, їх діа­метр може перевищувати діаметр Сонця в 200 разів, ці зорі можуть займати простір в 300 мільйонів кілометрів, що вдвічі більше від­стані від Землі до Сонця!

Білі карлики — дуже гарячі, але зовсім неяскраві зорі. Попри те, що вони мають однакову температуру з великими і гарячими біло-блакитними зорями Головної послідовності, білі карлики на­багато менше їх за розмірами. Це дуже густі і компактні зорі, вони в 100 разів менші від Сонця, їх діаметр приблизно такий самий, як земний. Можна навести яскравий приклад високої густини білих карликів — один кубічний сантиметр матерії, з якої вони склада­ються, повинен важити близько однієї тонни!

Діаграми Г— Р і зоряні скупчення

Цікаво розглянути складові зоряних скупчень на діаграмі Г—Р. Припустімо, що всі зорі скупчень розташовані на однаковій

від нас відстані. Звідси випливає, що різниця в ступені світності залежить не від віддаленості від нас, а від якихось «внутрішніх» причин. Для побудови діаграми Г—Р використовуємо замість аб­солютної зоряної величини відносну (вона легше обчислюється). Що стосується питання розподілу зір в скупченні, можна скласти кілька варіантів діаграми Г—Р. Наприклад, діаграми розсіяних зоряних скупчень М8 чи NGC 2264 будуть значно відрізнятися від «стандартних».

Зорі головної послідовності більшою мірою розпорошені, осо­бливо в нижній зоні. Це пов’язано з тим, що зорі розсіяних скупчень відносно молоді і мають вік від декількох десятків до сотень міль­йонів років. За такий короткий період часу менш великі й яскраві зорі не встигають «стабілізуватися», вони еволюціонують дуже по­вільно. В принципі, це зорі «до-послідовності».

Потім ці зорі проходять ще одну фазу, на діаграмі вона знахо­диться в правій частині Головної послідовності. У міру руху до цієї фази зорі поступово здобувають рівновагу і стабільність.

Кульові зоряні скупчення

Під час складання діаграм Г—Р кульових зоряних скупчень, а в них знаходяться в основному старі зорі, дуже складно визначити Головну послідовність. Її сліди фіксуються в основному в нижній зоні, де концентруються більш холодні зорі. Це пов’язано з тим, що гарячі і яскраві зорі вже пройшли стабільну фазу свого існування і переміщаються вправо, в зону червоних гігантів, а якщо минули її, то в зону білих карликів. Якби люди були в змозі простежити за своє життя всі еволюційні стадії зірки (використовуючи діаграму Г—Р), вони змогли б побачити, як вона змінює свої характерис­тики.

Наприклад, коли водень в ядрі зорі припиняє горіти, темпера­тура в зовнішньому шарі зорі знижується, сам шар розширюється. Зоря виходить з фази Головної послідовності і прямує в праву час­тину діаграми. Це стосується в першу чергу великих за масою зір, найбільш яскравих, — саме цей тип еволюціонує швидше.

З плином часу зорі виходять з Головної послідовності. На діа­грамі фіксується «turning point» — «поворотна точка», завдяки їй можливо досить точно обчислити вік зоряних скупчень. Чим вище на діаграмі знаходиться «поворотна точка», тим молодше скупчення, і, відповідно, чим нижче на діаграмі вона знаходиться, тим старше за віком зоряне скупчення.

Значення діаграми

Діаграма Герцшпрунга-Ресселла надає велику допомогу у ви­вченні еволюції зір протягом їх існування. За цей час зорі зазнають змін, трансформації, у якісь періоди вони дуже глибокі. Нам вже відомо, що зорі відрізняються не за власними характеристиками, а й за типами фаз, у яких вони перебувають в той чи інший час.

За допомогою цієї діаграми можна обчислити відстань до зір. Можна вибрати будь-яку зорю, що знаходиться у Головній по­слідовності, уже певної температури і подивитися її просування на діаграмі.

На діаграмі добре видно, яка абсолютна зоряна величина відпо­відає якій температурі. Знаючи абсолютну і видиму зоряну величи­ну, неважко обчислити відстань.