Спектральна класифікація зірок та її фізичні основи
Спектральна класифікація зірок та її фізичні основи - Конспект, раздел Образование, З дисципліни Астрофізика
Спектр Випромінювання Зірок – Суцільний, З Темними Лініями По...
Спектр випромінювання зірок – суцільний, з темними лініями поглинання (в зоряних атмосферах) та іноді – з яскравими емісійними лініями, що виникають у верхніх шарах зірок. Вид спектра визначається температурою та тиском в атмосфері, хімічним складом, обертанням зірки тощо.
Дослідження спектрів зірок з 1385 р, зведені до каталогу Г.Дрепера (НД) в якому прийнята Гарвардська класифікація – послідовність спектральних класів:
Кожний клас розділений на 10 підкласів (наприклад А0, G2, F5 тощо).
Класифікація заснована на оцінках відносної інтенсивності та виду спектральних ліній. Розглянемо основні особливості спектрів зірок різних класів.
0 – характерні лінії НІ; НеІ, НеІІ, багатократно іонізованих Si, C, N, O (Si IV, C IV, C III, N III та ін.). Т~40–28тис.К. Приклади: λ Оріона, Цефея, ξ Персея.
В – лінії НеІ та N, C, O, Si в більш низьких стадіях іонізації, ніж в класі 0. З’являються лінії поглинання НеІ, НІ, слабкі фраунгоферові лінії Н і К іона СаІІ (λ 3968 Å і λ 3968 Å). Т~28–10 тис.К. Приклади: γ та ε Оріона, α Діви, γ Персея.
А – найбільш інтенсивні лінії НІ. Зникають лінії Не. Є лінії Н і К, які підсилюються до класу F, та слабкі лінії металів (Fе, Мg). Т~10–7 тис.К. Приклади: α Великого Пса, α Ліри, γ Близнюків.
F – слабішають лінії НІ. Інтенсивні лінії молекулярного водню, калію, Н і К. Чисельні лінії металів, що підсилюються до класу G. 3’являється лінія СаІ та „полоса G” (λ 4310 Å), утворена зливанням кількох ліній FeI, Ca, TiII. Т~7–6тис.К. Приклади: δ Орла, δ Близнюків, α Малого Пса, α Персея.
G – (типу Сонця). Інтенсивні фраунгоферові лінії, СаІ, FeI, FeII й металів, полоса G. Приклади: Сонце (G2), α Візничого. Т~6–5тис.К.
К – максимально інтенсивні Н і К, СаІ. Інтенсивні лінії металів, полоса G. Починаючи з К5 – полоси поглинання ТіО. Т – 3,5 тис.К. Приклади: α Волопаса, β Близнюків, ε Лебедя, α Тільця.
М – полосатий спектр з різкими полосами поглинання ТіО й інших молекулярних сполук. Помітні лінії металів, Н і К, СаІ. Полоса G слабішає. Т~ 3,5–2 тис.К. Приклади: α Оріона, α Скорпіона, О Кита.
Розгалуження спектральної послідовності пов'язане з тим, що зірки класу R відзначаються додатковими сильними полосами поглинання молекул С та ціана (СN). У зірок класу N ці полоси ще сильніші, – їх називають вуглецевими. У зірок класу S – полоси окислів цирконія, іттрія, лантана. Зірки Вольфа–Райє з широкими лініями випромінення (Т~100тис.К) віднесені до класу W.
В спектрах зірок одного й того ж класу при незмінній Т інтенсивність ліній поглинання збільшується з зменшенням тиску. Згідно з (2.6) ступінь іонізації залежить не тільки від Т, а й від концентрації частинок. Тому при однаковій Т в розрідженій атмосфері гіганта ступінь іонізації вища, ніж в більш згущеній атмосфері карлика. Значить, при однаковій кольоровій температурі гігант належить до більш раннього спектрального підкласу, ніж карлик. Встановлена залежність колір – світність, в якій спектру зірки дається спектральний клас та клас світності по М (для класів F–G):
З дисципліни Астрофізика
Для студентів спеціальності 6.070102 (фізика твердого тіла)
Затверджено редакційно-видавничою
секцією науково-методичної ради ДДТУ
протоко
Астрофізика як наука та предмет її досліджень
Астрофізика вивчає будову, фізичні властивості космічних об’єктів та явища, що відбуваються у світовому просторі. Предметом досліджень астрофізики є область Всесвіту
Видима зоряна величина.
Астрофотометрія досліджує блиск небесних світил, тобто освітленість Е – світловий потік, що падає на одиницю поверхні, нормальної до променів. Інтенсивність
I = E
Показник кольору
Різниця блиску зірки в різних ділянках спектра називається показником кольору:
Світність та абсолютна зоряна величина. Модуль відстані
Абсолютна зоряна величина характеризує світність зірки і являє собою видиму величину, яку мала б зірка на відстані 10 парсек. Один парсек – відстань, з якої радіус земної орбіти вид
Болометрична величина зірки
В (1.9) входить болометрична зоряна величина, яка враховує випромінювання зірки у всьому спектральному діапазоні:
mв = mv+
Потенціали збудження та іонізації атомів
Розглянемо основні закономірності поведінки газів у зоряних атмосферах та міжзоряному газові поблизу гарячих зірок, випромінювання яких іонізує оточуючий їх газ. Основною речовиною
Часові масштаби релаксаційних процесів
За час релаксації параметр системи зменшується у е=2,72 рази, тобто система наближається до рівноважного стану. Релаксаційними є процеси рекомбінації та переходів з вищих рів
Заборонені лінії
Це лінії, заборонені правилами вибору. Оскільки спін протона , то повний момент атома
Розподіли Больцмана та Максвелла
В класичній фізиці розподіл частинок ідеального газу по енергетичним рівням в умовах термодинамічної рівноваги описується функцією Больцмана:
Ефект Доплера
Ефект Доплера має виключно важливе значення в астрофізиці, тому що дозволяє по зміщенню та уширенню ліній визначати променеві швидкості об’єктів, швидкості руху газових хмар, рукаві
Рівняння переносу
Первісні γ-кванти, що виникають при ядерних реакціях в надрах зірок ( λ~ 0,001Å,
Коефіцієнт поглинання
При тепловому випромінюванні (поглинанні) відбуваються такі переходи електрона:
1) зв’язано-зв’язані; 2) зв’язано-вільні; 3) вільно-вільні. При першому з них (ν
Бальмерівський стрибок
По відомому α при даній Теф можна обчислити інтенсивність випромінювання, що виходить на поверхню зірки. Максимальним α стає за межею
Матеріальна єдність світу
Вивчення спектральних ліній зоряних атмосфер дозволяє оцінити загальну кількість поглинаючих атомів даного елемента, що знаходиться в певному енергетичному стані і межах визначеного
Ефекти обертання та турбулентності
Розбіжність в спектрах зірок одного класу пов'язана також з різними швидкостями їх обертання навколо осі, а також з міцними турбулентними рухами в зоряних атмосферах. За рахунок ефе
Загальна характеристика нетеплового випромінювання
Нетеплове випромінювання генерується в нерівноважних умовах, коли розподіл електронів по швидкостям не є максвеловським. Спостереженнями в радіодіапазоні встановлено, що значна част
Синхротронне випромінювання
Нетеплове випромінювання, що генерується релятивістськими зарядженими частинками в зовнішніх магнітних полях, знайдене в синхротронах і тому назване синхротронним. Електрон рухаєтьс
Розсіювання плазмових хвиль на релятивістських електронах
В умовах космосу в плазмі можливі повздовжні та поперечні плазмові хвилі. Заряд в плазмі нейтралізується зарядами протилежного знаку за межами сфери радіуса D (дебаївський ра
Прояви сонячної активності, що спостерігаються
Фотосфера виглядає як кипляча поверхня із світлих гранул на темному фоні, діаметром ~700 км з температурою, більшою на 400 К від темних проміжків. Гранули – не виверження газів дого
Радіо – та рентгенівське Сонце
В цих діапазонах Сонце – слабке джерело. Є чимало об'єктів (радіопульсари, залишки вибухів зірок, радіогалактики, релятивістські зірки тощо), які в них мають ту ж потужність, незва
Гідростатична рівновага Сонця
В газовій кулі масою m радіусом R виділимо на відстані r1 від центра стовпчик газу висотою
Динаміка зовнішніх шарів Сонця
Визначимо умову, при якій порушується променева рівновага й виникає конвекція. Нехай конвективний елемент газу в нижній фотосфері був адіабатно зміщений догори на
Теорія сонячних спалахів
Кількісно ця теорія ще не розроблена внаслідок великої складності процесів, що протік
Утворення протуберанців
Протуберанці – це утворені потоками газу викиди речовини з підвищеною густиною й пониженою температурою, що виходять в корону. Спокійний протуберанець (h = 15–100 тис. км,
Джерела енергії Сонця
Джерелами енергії Сонця та зірок можуть бути гравітаційне стискання (див. розділ 6.6) та термоядерні реакції. Гравітаційна потенційна енергія:
Діаграма колір – світність.
Незалежно Е. Герцшпрунг та Г.Реесел на початку XX ст. встановили емпіричну залежність між світністю зірок та їх кольором (спектральним класом). На діаграмі К–С зірки у
Залежність маса-світність
Маса – найважливіша, але й найскладніша для визначення характеристика зірки. Надійного засобу визначення маси одиноких зірок взагалі не існує. Однак чимало зірок є подвійними, тобто
Залежність маса-світність
Маса – найважливіша, але й найскладніша для визначення характеристика зірки. Надійного засобу визначення маси одиноких зірок взагалі не існує. Однак чимало зірок є подвійними, тобто
Модель білих карликів
Перший з білих карликів було відкрито в подвійній системі Сіріуса (Bеликого Пса): нав
Еволюція зірок
Зірки утворюються шляхом гравітаційної конденсації в газопилових комплексах (зони НІ з
Пульсуючі фізично змінні зірки.
Це зірки, що виконують коливання за рахунок енергії, що вивільняється в надрах, причому промениста енергія переходить в механічну. Овновні типи:
1. Довгоперіодичні цефеїди
Вибухи наднових зірок.
На пізніх стадіях еволюції масивні зірки вибухають, і їх світність збільшується неймовірно. Зірка, зовсім невидима на фото до спалаху, раптово з'являється. Тому їх і нарекли досить
Пульсари. Нейтронні зірки.
В 1967р. відкриті джерела короткоперіодичного радіовипромінювання, названі пульсарами (
Чорні дірки.
При навіть тиск виродженого нейтронного газу не здатний зупинити гравітаційне стиска
ЛІТЕРАТУРА
1. Д.Я.Мартынов. Курс общей астрофизики. - М.: Наука, 1971. - 616с.
2. Физика космоса. Под ред.Р.А.Сюняева. - М.:Сов.энциклопедия, 1986. - 783 с.
3. И.В.Савельев. Курс общей физик
Хотите получать на электронную почту самые свежие новости?
Подпишитесь на Нашу рассылку
Наша политика приватности обеспечивает 100% безопасность и анонимность Ваших E-Mail
Дослідження спектрів зірок з 1385 р, зведені до каталогу Г.Дрепера (НД) в якому прийнята Гарвардська класифікація – послідовність спектральних класів:
Цефея, ξ Персея.
Новости и инфо для студентов