Звезды главной последовательности

3. Звезды главной последовательности

 

Звезды в недрах которых водород  превращается в гелий называются звездами главной последовательности. (1) Поскольку большую часть своей жизни звезды расходуют на превращение водорода в гелий, большая часть наблюдаемых звезд относится к звездам главной последовательности. Например, Солнце, тоже звезда главной последовательности. А звезда a Ориона (Бетельгейзе), или спутник Сириуса (Сириус В) не относятся к звездам главной последовательности.

Температурное равновесие. Когда в ядре звезды идут реакции термоядерного синтеза устанавливается баланс энергии, то есть количество выделяющейся энергии равно энергии, излучаемой с поверхности звезды. При высоких температурах в звездном ядре атомы водорода ионизированы. Протоны и электроны движутся независимо. Такое состояние вещества называется плазмой. Термоядерные реакции возможны только в том случае, если скорость положительно заряженных протонов достаточна для преодоления сил электростатического отталкивания. Для протекания реакции протоны должны сблизиться до расстояния на котором проявляется сильное взаимодействие. При увеличении давления и температуры скорость протекания реакций возрастает. (2)

Гидростатическое равновесие. Силы давления внутри звезды должны уравновешиваться гравитационными силами. Иначе звезда будет либо сжиматься, либо расширяться. Гравитационные силы, стремящиеся сжать звезду, сильнее у массивных звезд. Следовательно, в недрах массивных звезд давление должно быть выше, реакции термоядерного синтеза должны протекать интенсивнее и температура поверхности должна быть выше. (3)

Поведение звезд главной последовательности описывается законами идеального газа. При сжатии звезды уменьшается объем, температура и давление газа увеличивается. С ростом давления в ядре начинаются реакции термоядерного синтеза, растет давление излучения. Это радиативное давление уравновешивает силы гравитационного сжатия. Поверхность звезды начинает излучать.

 

1. Какие звезды относятся к главной последовательности?
2. Опишите как устанавливается температурное равновесие звезды. Основное условие протекания термоядерного синтеза.
3. Опишите как устанавливается гидростатическое равновесие звезды.

 

Расстояния до звезд. При движении Земли вокруг Солнца видимое положение ближайших звезд на небе относительно далеких объектов изменяется. Это явление называется параллаксом. (1)

 

Угол смещения близкой звезды крайне мал. Его можно найти из формулы

, (2)

где d – расстояние между Землей и Солнцем (1 а.е.), r – расстояние до звезды, p – параллакс, выраженный в угловых секундах ("). Один парсек (пс) это расстояние равное 206265 а.е. Или, иначе, это расстояние до объекта, параллакс которого равен 1". (3) Если расстояние измерять в парсеках, то

.

Наибольший известный параллакс у звезды Проксима Центавра, он равен 0.76". (4) Точность измерения углов около 0.001". Поэтому измеряя параллаксы звезд можно определить расстояния только до ближайших звезд.

Параллаксы (и расстояния) около 400 звезд известны с точностью 1%. Расстояние до 7000 звезд известны с точностью лучше 5%, и расстояния до звезд меньшие 200 пс определены приближенно.

 

1. Что называется параллаксом звезды?
2. Как зная параллакс, определить расстояние до звезды?
3. Что такое 1 парсек?
4. У какой звезды самый большой параллакс? Чему он равен?

 

Видимый блеск звезд используется для обозначения того как выглядит звезда для земного наблюдателя. (1) Блеск звезды обычно измеряется в звездных величинах. (2) По определению звезда Вега это звезда 0-й звездной величины. Обозначается 0^m    m – магнитуда. Звезды с меньшим блеском это звезды бόльшей звездной величины, звезды с бόльшим блеском это звезды меньшей звездной величины. Звездам слабее Веги приписывается положительная звездная величина, звездам ярче Веги – отрицательная. Увеличение звездной величины на единицу соответствует уменьшению блеска в раза. Это связано с определением шкалы звездных величин: увеличение звездной величины на 5 соответствует уменьшению блеска в 100 раз: ,  . (3)

Звездные величины используют для  сравнения видимого блеска звезд. Для двух звезд, величины которых m₁ и m₂, видимый блеск Е₁ и Е₂, соответственно, имеем

На самом деле яркая звезда может  казаться слабее, чем тусклая  звезда, если последняя расположена ближе к наблюдателю. Поток энергии, излучаемой звездой по всем направлениям, называется светимостью звезды, L. (4) Из закона обратных квадратов, следует

,  где r – расстояние до звезды. Для двух звезд  .

Абсолютная звездная величина определяется как видимая звездная величина звезды находящейся на расстоянии 10 пс. (5) Ее принято обозначать М. И в этом случае увеличение на 1 звездную величину соответствует уменьшению блеска в 2.5 раза.

Формулу, связывающую видимую и абсолютную звездную величину легко можно получить:

,     , логарифмируя

,

,

,    где r выражено в пс.

Мы определили светимость звезды как  энергию, излучаемую с ее поверхности  на всех длинах волн. Светимость измеряется в ваттах или Дж/с. Полагая, что  звезда излучает как абсолютно черное тело, можно получить светимость звезды как энергию, излучаемую с единицы площади звезды (sT⁴), умноженную на всю площадь звезды (4pR²):

.

Таким образом, светимость возрастает с увеличением размеров и температуры  звезды. (6)

 

1. Для чего используется понятие видимого блеска звезды?
2. В чем измеряется блеск звезд?
3. Как вводится шкала звездных величин?
4. Что такое светимость звезды?
5. Что такое абсолютная звездная величина?
6. Чем определяется светимость звезды?

 

Собственное движение звезды это ее медленное движение относительно других звезд, расположенных на больших расстояниях. (1) Звезда с наибольшим собственным движением на нашем небе это звезда Барнарда, смещающаяся на q=10.25 ”/год (или 1^О за 350 лет). (2) Большинство звезд движутся существенно медленнее звезды Барнарда. Скорость звезды разлагают на два компонента: лучевую скорость, V_r, и тангенциальную, V_t. (3)

Лучевая скорость звезды измеряется по величине эффекта Доплера, вызывающему смещение линий в спектре этой звезды . Тангенциальная скорость получается путем умножения собственного движения (угловой скорости) на расстояние до звезды . (4)

Пространственная скорость звезды относительно Солнца  .

 

1. Что называется собственным движением звезды?
2. У какой звезды наибольшее собственное движение, чему оно равно?
3. На какие компоненты разлагают скорость звезды в пространстве?
4. Поясните способы измерения компонент скорости звезды в пространстве.

 

Температура звезд. Изучение линий поглощения в звездных спектрах позволило объединить звезды в группы. (1) Такая спектральная классификация позволила упорядочить звезды по температуре их поверхностей. Спектральные классы в порядке уменьшения температуры поверхности: OBAFGKM. (2)

Каждый спектральный класс делится  на 10 подклассов от 0 до 9. 0-й подкласс наиболее горячий: О5, О6, О7, О8, О9, В0, В1, В2, В3, В4, В5, В6, В7, В8, В9, А0, А1…

Цвет звезды зависит от температуры  ее фотосферы (излучающего слоя) и  определяется законом Вина. (3) Это основной метод определения температуры поверхности звезды. Особенности спектра формируются на фоне излучающей непрерывный спектр фотосферы (как абсолютно черного тела) линиями поглощения атомов и молекул во внешнем слое (хромосфере) звезды. Спектральные линии, на которых основана спектральная классификация, лежат в видимой части спектра от 380 до 750 нм. (1)

Важным для понимания свойств  спектра является понимание процесса поглощения электроном атома энергии  и перехода в возбужденное состояние. Для перехода из основного состояния  на 2-й уровень требуется много  больше энергии, чем для перехода со 2-го на 3-й уровень. Различие в энергиях высоких уровней возбуждения быстро уменьшается. Например, при переходе атома водорода из основного состояния в возбужденное состояние 2-го уровня поглощается ультрафиолетовый фотон, при переходе атома со 2-го на 3-й уровень поглощается фотон видимого света, при переходе с 3-го на 4-й уровень – фотон инфракрасного излучения. В спектральной классификации используют только переходы из основного уровня.

 

Класс	Цвет	Температура поверхности (К)	Основные линии поглощения
O	голубой	>25000	Линии ионизованного гелия, слабые линии серии Бальмера, линии многократно  ионизованных атомов O, N, C
B	голубой	11000 – 25000	Линии нейтрального гелия, интенсивные  линии водородной серии Бальмера
A	голубовато-белый	7000 – 11000	Очень интенсивные линии серии  Бальмера
F	белый	6000 – 7500	Линии ионизованного кальция (СаII), интенсивные линии серии Бальмера
G	Желтый	5000 – 6000	Интенсивные линии CaII, слабые линии серии Бальмера, линии нейтральных металлов
K	красно-оранжевый	3500 – 5000	Слабые линии CaII, спектральные линии молекул
M	красный	<3500	Линии нейтральных элементов, интенсивные  линии молекул

 

1. На чем основана спектральная классификация звезд?
2. Назовите спектральные классы звезд в порядке уменьшения их температуры.
3. От чего зависит цвет поверхности звезды?

 

Водородные линии Бальмера. Линии поглощения атомов водорода образованные переходами из первого возбужденного состояния, называются серией Бальмера. (1) При невысоких температурах поверхностей звезд большинство атомов водорода находится в основном состоянии. Поэтому линии серии Бальмера слабы. С ростом температуры от класса М до А все больше атомов водорода переходят на 1-й уровень, в возбужденное состояние, интенсивность серии Бальмера возрастает. При дальнейшем увеличении температуры все больше атомов водорода переходят на 2-й, 3-й и т.д. уровни возбуждения. При этом 1-й уровень пустеет. Линии серии Бальмера ослабевают. При температуре свыше 12000 К большинство атомов водорода ионизованы, лишены электронов, а значит не образуют линий поглощения. (2)

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Линии гелия. Энергия, необходимая для перевода атома гелия из основного состояния в возбужденное намного больше, чем у атома водорода. (3) Гелий поглощает фотон ультрафиолетовой части спектра. При температуре свыше 10000 К тепловой энергии достаточно, чтобы перевести атом в возбужденное состояние 2-го уровня. В возбужденном состоянии атом может поглотить фотон видимого света и перейти в следующее возбужденное состоянии 3-го уровня. При повышении температуры большинство атомов гелия находятся в высоковозбужденных состояниях. Поэтому для перехода на более высокие уровни возбуждения нужна небольшая энергия, достаточно поглотить фотон ИК излучения. По этой причине линии нейтрального гелия ослабевают от класса В к классу О, - высокая температура звезд класса О ионизирует атомы гелия.

 

Линии других ионов и нейтральных атомов. В атомах с тремя или больше электронами, каждый электрон сильнее связан с положительно заряженным ядром и отталкивается от других электронов. Когда атом ионизируется, оставшиеся электроны теснее связаны с ядром, чем в легких атомах. Поэтому для перехода в высшее возбужденное состояние требуется больше энергии. Большинство элементов легко ионизируются при температурах атмосфер звезд класса G, поэтому поглощение нейтральными атомами не наблюдается от класса G до класса О. (4)

 

Линии молекул. Эти линии наблюдаются у звезд спектрального класса К и холоднее, поскольку тепловой энергии звезд более горячих классов достаточно для разрыва химических связей атомов в молекуле. (5)

 

1. Как называются в спектрах линии поглощения атомов водорода?
2. Почему при температурах выше 12000 К атомы водорода не образуют в спектрах линий поглощения?
3. Почему для перевода атома гелия в возбужденное состояние необходимы более высокие температуры, чем для атома водорода?
4. Почему в атмосферах горячих звезд не наблюдаются линии поглощения нейтральных атомов?
5. В атмосферах каких звезд можно наблюдать линии поглощения молекул? Почему?

 

Размеры (радиусы) звезд. Два параметра звезды определяют ее светимость: температура и радиус. Горячие звезды ярче, чем холодные звезды такого же радиуса. Большие звезды ярче, чем меньшие звезды такой же температуры. Однако большие холодные звезды ярче, чем маленькие и горячие. Класс светимости определяется радиусом. Пять классов светимости обозначаются римскими цифрами: