рефераты конспекты курсовые дипломные лекции шпоры

Реферат Курсовая Конспект

Спектры нормальных звезд

Спектры нормальных звезд - раздел Астрономия, Предмет и цели курса Спектр Звезды, Т.е. Распределение Энергии По Длинам Волн Является Наиболее По...

Спектр звезды, т.е. распределение энергии по длинам волн является наиболее полной характеристикой ее излучения. Если известен спектр звезды, то путем интегрирования по длине волны рассчитывается освещенность, создаваемая звездой на Земле во всем диапазоне длин волн. Отсюда получается ее видимая звездная величина.

Спектральная классификация звезд начала разрабатываться задолго до того, как стала понятна природа спектров излучения атомов. Это делалось по чисто внешним признакам, скажем, наличию или отсутствию тех или иных особенностей в спектрах звезд. Звезды были разбиты на ряд спектральных классов и каждому спектральному классу был присвоен буквенный индекс. По мере накопления данных, а также развития физики стало ясно, что спектр звезды зависит в первую очередь от ее температуры. На рис. 23-26 в качестве примера приведено несколько спектров звезд. Отсюда видно, что при переходе от класса к классу спектры меняются существенно. Исчезают одни линии, появляются другие, меняется общий наклон спектра. Обсудим вкратце, как анализируются звездные спектры.

Известно. что плотные среды излучают непрерывный спектр.

Если состояние среды близко к состоянию термодинамического равновесия, то спектр тела похож на чернотельный.

 

Задача №25. Доказать закон смещения Вина, согласно которому длина волны lm, соответствующая максимальной интенсивности в распределении Планка, равна

,

где T в кельвинах.

С помощью закона смещения Вина объяснить, почему общий наклон спектров на рис. 20 и 28 различный. Указание: рассмотреть звезды с и .

 

Разреженные нагретые газы излучают линейчатый спектр. Его еще называют спектром эмиссии. Если между телом, излучающим, скажем, непрерывный спектр, и регистрирующим прибором находится холодный разреженный газ, то на фоне непрерывного спектра появляются провалы в интенсивности, которые хорошо видны на рис. 24-26. Это линии поглощения.

Для того, чтобы выяснить, какую информацию можно получить из анализа звездных спектров, вспомним теорию Бора строения атома водорода (см Приложение 1). На примере этого наиболее просто устроенного атома удается понять ряд особенностей звездных спектров. Но не только это побуждает нас заняться атомом водорода. Водород представляет особый интерес, ведь звезды состоят главным образом из водорода.

 

Задача №26. Чему равна длина волны фотона, образующегося при переходе со 2-го уровня, на 1-й.

Ответ: l21 = 1215 .

Задача №27. Какая должна быть максимальная длина волны фотона, чтобы ионизировать атом водорода из основного состояния?

Ответ: max l = 912 .

 

Прежде всего заметим, что линии серии Лаймана, формирующиеся при переходах электрона с 1-го уровня (или на 1-й уровень) лежат в далекой ультрафиолетовой области. Вследствие поглощения ультрафиолетового излучения атмосферой Земли наблюдать их наземными методами невозможно. Группа линий, образующихся при переходах со 2-го уровня (на 2-й), называется серией Бальмера. В звездных спектрах наиболее представительна именно серия Бальмера. И т.д.

Как объяснить весьма значительную ширину спектральных линий? Ведь на первый взгляд они должны быть бесконечно узкими, тогда как на самом деле это не так (см. рис. 24,25). Существует ряд эффектов, приводящих к уширению спектральных линий. Один из них - эффект Доплера. Суть его в том, что длина волны излучения в движущейся системе отсчета l и в покоящейся l0 - связаны соотношением:

, (4.2)

где v - скорость движущейся системы отсчета по отношению к покоящейся. Здесь принято, что v << с. Поскольку атомы движутся (распределение их по скоростям подчиняется закону Максвелла), то спектральные линии вследствие эффекта Доплера размазаны и имеют конечную ширину.

 

Задача №28. Каков профиль спектральной линии водорода, уширенной по Доплеру, в предположении что все атомы совершают одномерные движения вдоль луча зрения?

Ответ: .

 

Из этой задачи видно, что профиль линии несет информацию о температуре звезды.

Поставим теперь такой вопрос: от чего зависит интенсивность той или иной линии? Очевидно, она определяется количеством атомов Nn1 1-го сорта, находящихся в соответствующем (n-ом) квантовом состоянии. Согласно распределению Больцмана

.

Отсюда видно, что интенсивность той или иной линии зависит как от общего количества атомов N1 1-го сорта. так и от температуры, поскольку доля атомов в n-ом состоянии определяется еще и температурой, интенсивность (или глубина) линии зависит также от других факторов, но мы не станем на них останавливаться.

Итак, при анализе звездных спектров вначале отождествляют линии. Разумеется, по одной единственной линии бывает трудно сказать, какому элементу она принадлежит. Но если видны серии линий, например, бальмеровская или какие-нибудь другие, то можно с уверенностью отнести их к тому или иному элементу. Далее, по ширине линии оценивается температура. Затем по интенсивности линии - концентрация интересующего нас элемента.

Методика исследования звезд по их спектрам описана выше в общих чертах. В действительности приходится решать много сложных проблем. С помощью современных ЭВМ удается рассчитать детальные профили большого количества спектральных линий. Сравнение этих профилей с наблюдаемыми позволяет достаточно надежно определять параметры звезд.

В настоящее время принято выделять 7 основных спектральных классов звезд (для простоты изложения ограничимся только этими типами). В таблице 3 приведены их буквенные обозначения и соответствующие температуры.

Таблица 3

Sp O B A F G K M
Te 30-50 10-30 7.5-10 7.5 5-6 3.5-5 2-3,5

 

Здесь и далее "спектральный класс" обозначен сокращенно Sp. Звезды, спектры которых располагаются слева, называют звездами ранних спектральных классов, справа - поздних.

В заключение остановимся вкратце на объяснении некоторых деталей спектров звезд, изображенных на рис. 23-26. На первом из них показан спектр звезды класса O. Как видно, в спектре присутствуют лишь слабые линии водорода (a,b,g,d). В чем причина? Может в этих звездах его действительно очень мало? Водород в этих звездах есть и в больших количествах. Его примерно столько же, сколько и на Солнце. Линий водорода не видно просто потому, что из-за высокой температуры (см. табл. 3) он весь находится в ионизированном состоянии.

Звезды спектральных классов O и B (в последних линии водорода уже достаточно интенсивные; см. рис. 24) излучают много энергии в ультрафиолетовой области. Они имеют голубой оттенок.

На рис. 24 изображен спектр звезды типа Солнца, спектральный класс которого G. Наряду с водородными линиями видны многочисленные линии металлов, в частности, железа, магния, натрия. Очень сильны линии ионизированного кальция (на рис. 2 они помечены индексом CaII - римское "два" означает однократно ионизированный). Кстати сказать, линии ионизированного кальция часто встречаются в спектре звезд. Почему именно ионизированного кальция? Почему линии нейтрального кальция (CaI) слабее? Почему совсем не видны или видны слабо линии элементов, расположенных в таблице Менделеева рядом с кальцием, например, калия (К), скандия (Sc) и других? Эти закономерности можно понять, если учесть, что потенциалы ионизации KI, CaI и ScI (римское "один" означает нейтральный) очень малы, порядка 4-6 эВ. Поэтому они находятся в ионизированном состоянии. Потенциал ионизации CaII самый низкий, около 12 эВ. Тогда как у KII он порядка 32 эВ, а у ScII - примерно 13 эВ. Поэтому наиболее интенсивными будут линии CaII, т.к. они легче всего возбуждаются.

Звезды класса G имеют желтый оттенок и называются желтыми. На рис. 26 приведен спектр звезды позднего класса K. В спектрах этих звезд сильны молекулярные полосы поглощения. Эти звезды имеют красный цвет и называются красными.

Выше речь шла о так называемых нормальных звездах. Есть звезды, которые содержат аномальное количество отдельных элементов, например, углерода, циркония и других. Но мы останавливаться на них не будем.

 

– Конец работы –

Эта тема принадлежит разделу:

Предмет и цели курса

Учреждение высшего профессионального образования.. южный федеральный университет.. кафедра физики космоса..

Если Вам нужно дополнительный материал на эту тему, или Вы не нашли то, что искали, рекомендуем воспользоваться поиском по нашей базе работ: Спектры нормальных звезд

Что будем делать с полученным материалом:

Если этот материал оказался полезным ля Вас, Вы можете сохранить его на свою страничку в социальных сетях:

Все темы данного раздела:

I. Предмет и цели курса
Предметом изучения настоящего курса являются планеты, звезды, Солнце как ближайшая звезда и Солнечная система, межзвездная среда, наша Галактика, другие галактики, крупномасштабная структура Вселен

Основные этапы развития представлений о строении Мира
В развитии наших представлений о картине Мира выделяются четыре этапа: I) древний; 2) средневековый; 3)новый и 4)новейший, или современный. В течение первого этапа был сделан ряд открытий.

В больших масштабах
Сейчас трудно определенно сказать, что побудило человека заинтересоваться звездами - практические потребности или любопытство. Скорее всего, и то и другое, хотя не исключено, что любопытство было п

Достоверность знаний о мегамире
Вопрос о достоверности наших знаний об устройстве природы в больших масштабах занимает особое место. Изучая космические объекты, приходится сталкиваться с громадными расстояниями и промежутками вре

Измерение расстояний до небесных тел
Проблема расстояний в астрофизике - проблема номер один. Ведь от ее решения зависят масштабы тех или иных объектов, следовательно, строение этих объектов и процессы, которые привлекаются для объясн

Законы Кеплера
Отталкиваясь от идеи Коперника о том, что планеты движутся по окружностям, Кеплер в течение длительного времени пытался подобрать параметры орбит так, чтобы они удовлетворяли наблюдательным данным

Движение Земли вокруг Солнца
Существуют три факта, которые непосредственно указывает на движение Земли вокруг Солнца. 1. Наблюдения показали, что угловое расстояние в полдень Солнца от экватора на одн

Солнечная система
  Задача №10. Оценить отношение моментов импульса, связанных с вращением Юпитера вокруг Солнца и Солнца вокруг своей оси (табличные данные см. в Приложении 1).

Строение недр планет зонной группы
Каково строение недр планет? Наиболее изученной является Земля, поэтому естественно начать с описания недр Земли. По аналогии с Землей разрабатываются модели строения ПЗГ. Внутреннее строение недр

Химический состав Земли
Химический состав коры изучается непосредственно, информацию о составе недр Земли получают опять же с помощью сейсмических волн. Как? По зависимости r(r), а также упругих свойств среды от ра

Возраст Земли
Возраст Земли - это очень важный параметр. Знание его позволяет, в частности, сделать выбор между различными моделями эволюции Вселенной. Но как установить возраст Земли? Идея его определе

Внутреннее строение планет-гигантов
Как уже говорилось, изучать непосредственно недра планет-гигантов (ПГ) не представляется возможным. Основную роль в их исследовании играют теоретические методы, основанные на некоторых общих данных

Окраина солнечной системы
Что находится за пределами орбиты Плутона? Возможно, за пределами орбиты Плутона располагаются еще планеты. Так, в 1992 и 1993 гг. обнаружены еще две планеты, размеры которых оказались достаточно м

Температура поверхности Солнца
Температура излучающего тела определяется с помощью законов излучения (см. Приложение 1). Первый метод заключается в следующем. Получаем спектр излучающего тела. Затем, варьируя T в формуле

Условия в недрах Солнца
Звезды, как и планеты, находятся в состоянии гидростатического равновесия. Чтобы убедиться в том, насколько точно выполняется это утверждение, сделаем следующие оценки. Предположим вначале, что гра

Проблема источников энергии Солнца
В чем заключается проблема? Оценим запас тепловой энергии Солнца ETO. Очевидно, что

Термоядерные реакции - источник энергии Солнца
Чтобы подойти к решению поставленного вопроса, оценим запас энергии Солнца . Для этого необходимо вспомнить известное

Активность Солнца
Как уже говорилось, глобальные характеристики Солнца практически не менялись на протяжении нескольких миллиардов лет. Однако локальные могут претерпевать временные флуктуации. Общей причиной зарожд

Звездная величина
Приемная аппаратура регистрирует освещенность Em , создаваемую той или иной звездой на Земле, т.е. количество энергии, падающей в единицу времени на единичную площадку в некотором

Диаграмма спектр - светимость
В начале нашего века Герцшпрунг и Рессел установили связь между дифференциальными и интегральными характеристиками звезд, построив по результатам наблюдений диаграмму спектр - светимость (рис. 27;

Определение расстояний до удаленных звезд
Отвлечемся на короткое время от изучения строения звезд и обратимся к проблеме расстояний. Расстояния до удаленных звезд можно определить с помощью диаграммы Г-Р. В самом деле, спектральный класс з

Определение радиусов и масс звезд
Для понимания диаграммы Г-Р очень важным является вопрос о радиусах и массах звезд. Непосредственно измерить радиусы звезд не удается, т.к. из-за громадных расстояний их видимые размеры ок

Феноменологическая связь между параметрами для звезд ГП
После того, как были определены из наблюдений радиусы и массы звезд, встал вопрос: существует ли связь между светимостью звезды, ее массой и радиусом? Оказалось, что такая связь действительно сущес

Качественное рассмотрение проблемы
Выше получена связь между различными параметрами звезд на основе эмпирических данных. Поставим теперь такой вопрос: каковы модели строения звезд различных типов? Следует сразу оговориться: ответить

Математическая формулировка проблемы
Сформулируем уравнения, описывающие внутреннее строение звезд. Уравнение равновесия (2.3): . (4.13)

Применение методов подобия
Уравнения равновесия звезды для заданного химического состава , конкретного типа ТЯР и механизма переноса энергии можно решить численно с помощью компьютеров, и тем самым рассчитать структуру звезд

Внутреннее строение звезд
Звезда является весьма сложным природным объектом. Поэтому, как уже говорилось выше, рассчитать в деталях ее структуру можно, лишь привлекая компьютерные методы. Однако и в этом случае приходится с

Белые карлики
Задача №33. Из соображений подобия найти качественную связь между радиусом R u массой. MS звезды, вещество которой подчиняется уравнению состояния

Эволюция звезд
Проблема звездной эволюции принадлежит к числу фундаментальных проблем. Решалось она в течение нескольких десятилетий. Были и неправильные пути. Так, наличие ГП на диаграмме ГР наталкивало на мысль

Изохроны. Определение возрастов шаровых скоплений
Из рис. 42 видно, что положение той или иной звезды на диаграмме Г-Р определяется ее массой и временем, прошедшим от момента, когда звезда зажглась (на самом деле есть и другие факторы, влияющие на

Особенности эволюции тесных двойных звезд
Интерес к проблеме двойных звезд очень велик. Исследования их дают наиболее надежную информацию о массах и радиусах звезд, а также дополнительные сведения, которые позволяют более глубоко проверить

Физически переменные звезды
Задача №40. Из соображений размерности установить связь между периодом пульсации звезды и ее средней плотностью. Указание: независимыми размерностными константами, которые

Заключительные этапы эволюции звезд
Финал звездной эволюции определяется рядом факторов: массой звезды, ее вращением, магнитным полем, входит ли звезда в состав тесной двойной системы или нет, начальным химическим составом. В дальней

Белые карлики
Сама структура красного гиганта - вырожденное ядро в центре и раздувающаяся оболочка - подсказывает, как рождается белый карлик. Если звезда сбросит оболочку, то остаток будет иметь параметры белог

Сверхновые звезды
Задача №42. Из соображений размерности найти закон расширения оболочки сверхновой. Указание: считать, что расширение оболочки, есть следств

Нейтронные звезды
Задача №45.Оценить критические значения массы и радиуса звезды вещество которой полностью состоит из нейтронов. Указания: 1) принять, что п

Рентгеновские пульсары
Выше речь ила о радиопульсарах. Известны также рентгеновские пульсары (РП). То есть объекты, излучающие строго периодические импульсы в рентгеновском диапазоне. Запись излучения одного из них приве

Черные дыры
Задача №50.Рассчитать радиус rg звезды массы M, при котором свет не может от нее оторваться (Дж. Мичел, П. Лаплас). Оценить r

Хотите получать на электронную почту самые свежие новости?
Education Insider Sample
Подпишитесь на Нашу рассылку
Наша политика приватности обеспечивает 100% безопасность и анонимность Ваших E-Mail
Реклама
Соответствующий теме материал
  • Похожее
  • Популярное
  • Облако тегов
  • Здесь
  • Временно
  • Пусто
Теги