Физическая природа звёзд

470 ∻ 500 нм – сине-зеленый;
λ = 500 ∻ 560

нм – зеленый;
λ = 560 ∻ 590 нм – желто-оранжевый
λ = 590 ∻ 760 нм –красный.

Распределение цветов в спектре =К О Ж З Г С Ф
Запомнить, например: Как Однажды Жак Звонарь Городской Сломал Фонарь.

В 1859г Г.Р.Кирхгоф (1824-1887, Германия) и Р.В.Бунзен (1811-1899, Германия) открыли спектральный анализ: газы поглощают те же длины волн, которые излучают в нагретом состоянии. У звезд на фоне сплошных спектров наблюдаются темные (фраунгоферовы) линии – это спектры поглощения.

В 1665г Исаак Ньютон (1643-1727) получил спектры солнечного излучения и объяснил их природу, показав, что цвет есть собственное свойство света.

В 1814г Йозеф фон ФРАУНГОФЕР (1787-1826, Германия) обнаружил, обозначил и к 1817г подробно описал 754 линии в солнечном спектре (названы его именем), создав в 1814г прибор для наблюдения спектров - спектроскоп.

Спектроскоп Кирхгофа-Бунзена

звездных закономерностей. По спектру звезды можно узнать ее светимость, расстояние

до звезды, температуру,

Изучение звездных спектров – это фундамент современной астрофизики.

Спектрограмма рассеянного скопления «Гиады».

Уильям ХЕГГИНС (1824-1910, Англия) астроном, первым применив спектрограф, начал спектроскопию звезд. В 1863г показал, что спектры Солнца и звезд имеют много общего и что их наблюдаемое излучение испускается горячим веществом и проходит через вышележащие слои более холодных поглощающих газов.

Комбинированный спектр излучения звезды. Сверху «естественное» (видимое в спектроскопе), снизу — зависимость интенсивности от длины волны.

размер, химический состав ее атмосферы, скорость вращения вокруг оси, особенности движения вокруг общего центра тяжести.

линий), зависящего также от температуры, давления и плотности фотосферы, наличием

магнитного поля. Звезды состоят из тех же химических элементов, которые известны на Земле, но в основном из водорода и гелия (95-98% массы) и других ионизированных атомов, а у холодных звезд в атмосфере присутствуют нейтральные атомы и даже молекулы.

По мере повышения температуры состав частиц, способных существовать в атмосфере звезды, упрощается. Спектральный анализ звёзд классов О, B, A (Т от 50 000 до 10 0000С) показывает в их атмосферах линии ионизированных  водорода, гелия и ионы металлов, в классе К (50000С) обнаруживаются уже радикалы, а в классе М (38000С) - молекулы оксидов.

Химический состав звезды отражает влияние факторов: природы межзвездной среды и тех ядерных реакций, которые развиваются в звезде в течение ее жизни. Начальный состав звезды близок к составу межзвездной материи из которой возникла звезда.

Остатки сверхновой NGC 6995 - это горячий светящийся газ, образовавшийся после взрыва звезды 20-30 тысяч лет назад. Подобные взрывы активно обогащали пространство тяжелыми элементами из которых впоследствии образовывались планеты и звезды следующего поколения

сотен ярких звезд.
Звезды имеют самые разные цвета.

У Арктура желто-оранжевый оттенок, Ригель бело-голубой, Антарес ярко-красный. Доминирующий цвет в спектре звезды зависит от температуры ее поверхности. Газовая оболочка звезды ведет себя почти как идеальный излучатель (абсолютно черное тело) и вполне подчиняется классическим законам излучения М.Планка (1858–1947), Й.Стефана (1835–1893) и В.Вина (1864–1928), связывающим температуру тела и характер его излучения. Закон Планка описывает распределение энергии в спектре тела и указывает, что с ростом температуры повышается полный поток излучения, а максимум в спектре сдвигается в сторону коротких волн.

Во время наблюдений звездного неба могли заметить, что цвет (свойство света вызывать определенное зрительное ощущение) звезд различен. Цвет и спектр звезд связан с их температурой. Свет разных длин волн возбуждает разные цветовые ощущения. Глаз чувствителен к длине волны, несущей максимальную энергию
  λмах=b/T (закон Вина, 1896г).

Подобно драгоценным камням звезды рассеянного скопления NGC 290 переливаются различными красками. Фото КТ им. Хаббла, апрель 2006г.

измерение температуры звезд произведено в 1909г германским астрономом Юлиус Шейнер

(1858-1913), проведя абсолютную фотометрию 109 звезд.

Температура определяется по спектрам с помощью закона Вина
λmax.Т=b, где b=0,289782.107Å.К - постоянная Вина.

Бетельгейзе (снимок телескопа им.Хаббла). В таких холодных звездах с Т=3000К преобладают излучения в красной области спектра. В спектрах таких звезд много линий металлов и молекул.

Большинство звезд имеют температуры
2500К <Т< 50000К

Звезда HD 93129A (созв. Корма) самая горячая – Т= 220000 К!
Самые холодные - Гранатовая звезда (m Цефея), Мира (o Кита) – Т= 2300К
e Возничего А - 1600 К.

первую спектральную классическую звезд по цвету: Белые, Желтоватые, Красные.

Гарвардская спектральная классификация впервые была представлена в Каталоге звездных спектров Генри Дрэпера (1837-1882, США), подготовленного под руководством Э.Пикеринга (1846–1919) к 1884г. Все спектры были расставлены по интенсивности линий (позже в температурной последовательности) и обозначены буквами в алфавитном порядке от горячих к холодным звездам: O B A F G K M. К 1924г окончательно была установлена Энной Кэннон (1863-1941, США) и издана каталогом в 9 томов на 225330 звезд- каталог HD.

У.Морганом и Ф.Кинаном в Йеркской обсерватории в 1943г, где спектры

расставлены как по температуре, так и по светимости звезд. Были дополнительно введены классы светимости, отмеченные римскими цифрами: Ia, Ib, II, III, IV, V и VI, соответственно указывающие на размеры звезд.

Дополнительными классами R, N и S обозначены спектры, похожие на K и M, но с иным химическим составом. Между каждыми двумя классами введены подклассы, обозначенные цифрами от 0 до 9. Например, спектр типа A5 находится посередине между A0 и F0. Дополнительными буквами иногда отмечают особенности звезд: «d» – карлик, «D» – белый карлик, «p» – пекулярный (необычный) спектр.

Наше Солнце относится к спектральному классу G2 V

светимостей через абсолютные М звездные величины (т.е. с расстояния в

10 пк). L1/L2=2,512 М2-М1.

Рассеянное скопление «Плеяды» содержит много горячих и ярких звезд, которые были сформированы в одно и то же время из газопылевого облака. Голубая дымка, сопутствующая «Плеядам», - рассеянная пыль, отражающая свет звезд.

Одни звезды светят ярче, другие - слабее. Светимость– мощность излучения звезды – полная энергия, излучаемая звездой в 1 секунду. [Дж/с=Вт] Звезды излучают энергию во всем диапазоне длин волн

L = 3,846.1026Вт/с

Сравнивая звезду с Солнцем, получим

 L/L=2,512 М-М, или lgL=0,4 (M -M)

Светимость звезд:
1,3.10-5L

Большую светимость имеют звезды-гиганты, меньшую - звезды-карлики.
Наибольшей светимостью обладает голубой сверхгигант - звезда Пистолет (созв. Стрельца - 10000000 L! Светимость красного карлика Проксимы Центавра около 0,000055 L.

≥2,5m, близких звезд, >50 измерено) с помощью интерферометра Майкельсона. Впервые

3декабря 1920г измерен угловой диаметр звезды Бетельгейзе (α Ориона) =  А. Майкельсон (1852-1931, США) и Ф. Пиз (1881-1938, США).
2) Через светимость звезды L=4πR2σT4 в сравнении с Солнцем.

Звезды за редчайшим исключением наблюдаются как точечные источники света. Даже в самые большие телескопы нельзя увидеть их диски.

По своим размерам, звезды делятся с 1953 года на:
Сверхгиганты  (I) Яркие гиганты  (II)
Гиганты    (III) Субгиганты   (IV)
Карлики главной последовательности  (V)
Субкарлики   (VI) Белые карлики   (VII)
Названия карлики, гиганты и сверхгиганты ввел Генри Рессел в 1913г, а открыл их в 1905г Эйнар Герцшпрунг, введя название "белый карлик".

Размеры звезд 10 км

Например: Красный гигант Гранатовая звезда m Цефея имеет диаметр 1,6 млрд.км; Звезды Лейтена и Вольф-475 меньше Земли, а нейтронные звезды 10 - 15 км.

- определение жизненного пути звезды.
Способы определения: 

1. Зависимость масса-светимость L≈m3,9
2. 3-й уточненный закон Кеплера в физически двойные системах

Теоретически масса звезд 0,005M

Самые легкие звезды находятся
в двойных системах:
Ross 614 компоненты имеют массы 0,11 и 0,07M,
Wolf 424 массы компонентов 0,059 и 0,051M,
LHS 1047 меньший компаньон весит 0,055 M.
Обнаружены "коричневые карлики" с 0,04 - 0,02M

Диаграмма «масса-светимость»

Фото КТ им. "Хаббла". Звезда Pismis 24-1 в центре туманности NGC 6357 в 8000 св.г. в созвездии Скорпиона – это три звёзды с массами порядка 70 солнечных.
Здесь же звёзда Pismis 24-17 имеет массу в 100 M.
На один гигант с массой в 65 M приходится 18000 звёзд, по размерам близких к Солнцу.

размеры значительно отличаются, поэтому и плотности их сильно различаются. Чем

больше размер звезды, тем меньше плотность.

Самая маленькая плотность у сверхгигантов: Антарес (α Скорпиона) R=750R , M=19M , ρ=6,4.10-5кг/м3
Бетельгейзе (α Ориона) R=800 R , M=17M , ρ=3,9.10-5кг/м3.

Средние плотности звезд изменяются в интервале от 10-6 г/см3 до 1014 г/см3 - в 1020 раз!

Очень большие плотности имеют белые карлики: Сириус В, R=0,02 R , M=M , ρ=1,78.108кг/м3,
но еще больше плотность нейтронных звезд.