Каква е температурата на червените звезди. Размери, маси, плътност на звездите. Спектрални класове на звездите

Субстанцията на нашата Вселена е структурно организирана и формира голямо разнообразие от явления от различни мащаби с много различни физични свойства... Едно от най-важните от тези свойства е температурата. Познавайки този показател и използвайки теоретични модели, може да се прецени много характеристики на това или онова тяло - за неговото състояние, структура, възраст.

Разсейването на температурните стойности за различните наблюдаеми компоненти на Вселената е много голямо. И така, най-ниската му стойност в природата е записана за мъглявината Бумеранг и е само 1 К. И какви са най-високите температури във Вселената, известни днес, и какви характеристики на различните обекти показват? Първо, нека видим как учените определят температурата на далечните космически тела.

Спектри и температура

Цялата информация за далечни звезди, мъглявини, галактики, учените получават чрез изучаване на тяхното излъчване. Според кой честотен диапазон на спектъра попада максималното излъчване, температурата се определя като показател за средната стойност кинетична енергия, които частиците на тялото притежават, - в крайна сметка честотата на излъчване е пряко свързана с енергията. Така че най-високата температура във Вселената трябва да отразява съответно най-високата енергия.

Колкото по-високи са честотите на максималната интензивност на излъчване, толкова по-горещо е изследваното тяло. Пълният спектър на лъчението обаче се разпределя в много широк диапазон и от характеристиките на видимата му област („цвят“) могат да се направят определени общи заключения относно температурата, например на звезда. Окончателната оценка се извършва въз основа на проучване на целия спектър, като се вземат предвид емисионните и абсорбционни ленти.

Спектрални класове на звездите

Въз основа на спектрални характеристики, включително цвят, е разработена така наречената Харвардска класификация на звездите. Той включва седем основни класа, обозначени с буквите O, B, A, F, G, K, M и няколко допълнителни. Класификацията в Харвард отразява повърхностната температура на звездите. Слънцето, чиято фотосфера се нагрява до 5780 К, принадлежи към класа на жълтите звезди G2. Най-горещите сини звезди са клас О, най-студените червени принадлежат към клас М.

Класификацията в Харвард се допълва от класификацията Yerkes или Morgan-Keenan-Kellman (MCC - по имената на разработчиците), която разделя звездите на осем класа на светимост от 0 до VII, тясно свързани с масата на звездата - от хипергиганти към бели джуджета. Нашето слънце е джудже от клас V.

Използвани заедно като оси, по които се нанасят стойностите на цвета - температура и абсолютна стойност - светимост (показваща маса), те направиха възможно изграждането на графика, известна като диаграмата Hertzsprung-Russell, която отразява основните характеристики на звездите в тяхната връзка.

Най-горещите звезди

Диаграмата показва, че най-горещите са сини гиганти, супергиганти и хипергиганти. Те са изключително масивни, ярки и краткотрайни звезди. Термоядрените реакции в техните дълбочини са много интензивни, генерирайки чудовищна светимост и най-високи температури. Такива звезди принадлежат към класове B и O или към специален клас W (характеризиращ се с широки емисионни линии в спектъра).

Например Това Голямата мечка (разположен в "края на дръжката" на кофата) с маса 6 пъти по-голяма от слънчевата маса, тя свети 700 пъти по-мощно и има повърхностна температура около 22 000 К. Zeta Orion има звездата Alnitak, което е 28 пъти по-масивни от Слънцето, външните слоеве се нагряват до 33 500 К. А температурата на хипергиганта с най-високата известна маса и светимост (поне 8,7 милиона пъти по-мощна от нашето Слънце) - R136a1 в Големия магеланов облак - е изчислено на 53 000 К.

Фотосферите на звездите обаче, колкото и да са горещи, няма да ни дадат представа за най-високата температура във Вселената. В търсене на по-горещи региони трябва да погледнете в недрата на звездите.

Космосни фузии

В ядрата на масивни звезди, притиснати от колосално налягане, се развиват наистина високи температури, достатъчни за нуклеосинтезата на елементи до желязо и никел. По този начин изчисленията за сини гиганти, супергиганти и много редки хипергиганти дават за този параметър до края на живота на звездата порядъка на 10 9 K - милиард градуса.

Структурата и развитието на такива обекти все още не са добре разбрани и съответно техните модели все още не са напълно завършени. Ясно е обаче, че много горещи ядра трябва да притежават всички звезди с големи маси, към каквито и спектрални класове да принадлежат, например червените супергиганти. Въпреки несъмнените разлики в процесите, протичащи във вътрешността на звездите, ключовият параметър, който определя температурата на сърцевината, е масата.

Звездни останки

В общия случай съдбата на звездата зависи и от масата - как тя завършва своя жизнен път. Звездите с ниска маса като Слънцето, изчерпали запасите си от водород, губят външните си слоеве, след което от звездата остава дегенерирано ядро, в което термоядрен синтез вече не може да се осъществи - бяло джудже. Външният тънък слой на младите бяло джудже обикновено има температура до 200 000 К, а по-дълбоко е изотермично ядро, загрято до десетки милиони градуси. По-нататъшното развитие на джуджето се състои в постепенното му охлаждане.

Гигантски звезди очаква различна съдба - експлозия на свръхнова, придружена от повишаване на температурата вече до стойности от порядъка на 10 11 К. По време на експлозията става възможна нуклеосинтеза на тежки елементи. Един от резултатите от това явление е неутронна звезда - много компактен, супер плътен, със сложна структура, остатъкът от мъртва звезда. При раждането е също толкова горещо - до стотици милиарди градуси, но бързо се охлажда поради интензивното излъчване на неутрино. Но, както ще видим по-късно, дори новородената неутронна звезда не е мястото, където температурата е най-висока във Вселената.

Далечни екзотични предмети

Съществува клас космически обекти, които са доста отдалечени (и следователно древни), характеризиращи се с напълно екстремни температури. Според съвременните възгледи квазарът е мощен акреционен диск, образуван от спирално падаща материя - газ или по-точно плазма. Всъщност това е активно галактическо ядро \u200b\u200bв етап на формиране.

Скоростта на плазменото движение в диска е толкова висока, че поради триенето се загрява до свръхвисоки температури. Магнитни полета те събират радиация и част от дисковата материя в два полярни лъча - струя, изхвърлена от квазара в космоса. Това е изключително енергиен процес. Светимостта на квазара е средно с шест порядъка по-висока от светимостта на най-мощната звезда R136a1.

Теоретичните модели позволяват на квазарите ефективна температура (т.е. присъща на абсолютно черно тяло, излъчващо със същата яркост) не повече от 500 милиарда градуса (5 × 10 11 K). Неотдавнашните проучвания на най-близкия квазар 3С 273 обаче доведоха до неочакван резултат: от 2 × 10 13 до 4 × 10 13 К - десетки трилиони келвин. Тази стойност е сравнима с температурите, достигнати при явления с най-високото известно освобождаване на енергия - при гама-изблици. Това е най-високата температура, която някога е била регистрирана във Вселената.

По-горещо от всички

Трябва да се има предвид, че виждаме квазара 3C 273 такъв, какъвто е бил преди около 2,5 милиарда години. И така, като се има предвид, че колкото по-далеч гледаме в космоса, толкова по-отдалечени епохи от миналото наблюдаваме, в търсене на най-горещия обект, ние имаме право да гледаме на Вселената не само в пространството, но и във времето.

Ако се върнем към самия момент на нейното раждане - преди около 13,77 милиарда години, което е невъзможно да се наблюдава - ще открием напълно екзотична Вселена, в описанието на която космологията се доближава до границата на своите теоретични възможности, свързани с границите на приложимостта на съвременните физически теории.

Описанието на Вселената става възможно, започвайки от възраст, съответстваща на времето на Планк от 10 -43 секунди. Най-горещият обект в тази епоха е самата наша Вселена с температура на Планк 1,4 × 10 32 К. И това, според съвременния модел на нейното раждане и еволюция, е най-високата температура във Вселената, достигана и възможна.

Спектрите на звездите са техните паспорти, описващи всички звездни характеристики. Звездите са съставени от същите химични елементи, които са известни на Земята, но в процентно изражение те са доминирани от леки елементи: водород и хелий.

Спектрите на звездите са техните паспорти, описващи всички звездни характеристики.

От спектъра на звезда можете да разберете нейната светимост, разстояние до звездата, температура, размер, химичен състав на атмосферата, скорост на въртене около оста си, особености на движение около общ център на тежестта.

Спектрален апарат, монтиран на телескоп, разпространява светлината на звездата по дължини на вълните в лента от спектъра. От спектъра можете да разберете каква енергия идва от звезда с различни дължини на вълната и да прецените нейната температура много точно. Цветът и спектърът на звездите са свързани с тяхната температура. В хладни звезди с температура на фотосферата 3000 K преобладава излъчването в червената спектрална област. Спектрите на такива звезди съдържат много линии от метали и молекули. В горещи сини звезди с температури над 10 000–15 000 К повечето атоми са йонизирани. Напълно йонизираните атоми не създават спектрални линии; следователно има малко линии в спектрите на такива звезди.

Въз основа на многобройни снимки на спектрите на звездите, получени в САЩ в обсерваторията в Харвард в началото на 20 век. е разработена подробна класификация на звездните спектри, която е в основата на съвременната спектрална класификация.

IN Класификация на Харвард спектралните типове (класове) са обозначени с букви от латинската азбука: O, B, A, F, G, K и M. Тъй като по времето на разработването на тази класификация връзката между вида на спектъра и температурата не е била все още известен, след установяване на съответната зависимост е необходимо да се промени редът на спектралните класове, който първоначално съвпада с азбучното подреждане на буквите.

Основна (Харвардска) спектрална класификация на звездите

В рамките на клас звездите са подкласирани от 0 (най-горещите) до 9 (най-студените). В клас O подкласовете започват с O5. Последователността от спектрални типове отразява непрекъснат спад в звездната температура като преход към все по-късни спектрални типове.

По-голямата част от звездите принадлежат към последователността от О до М. Тази последователност е непрекъсната: характеристиките на звездите се променят плавно при преминаване от един клас в друг.

Характерна особеност на звездните спектри е и наличието на огромен брой абсорбционни линии, принадлежащи на различни елементи. Финият анализ на тези линии позволи да се получи особено ценна информация за природата на външните слоеве на звездите. Химичен състав външните слоеве на звездите, откъдето тяхното излъчване директно идва до нас, се характеризира с пълното преобладаване на водорода. Хелийът е на второ място, а количеството на останалите елементи е доста малко. За около всеки десет хиляди водородни атома има хиляда атоми хелий, около 10 атома кислород, малко по-малко въглерод и азот и само един железен атом. Примесите на други елементи са абсолютно незначителни. Не е преувеличено да се каже, че звездите са съставени от водород и хелий с малка примес от по-тежки елементи.

Добър показател за температурата на външните слоеве на звездата е нейният цвят. Горещите звезди от спектрални типове О и В са сини; звездите, подобни на нашето Слънце (чийто спектрален тип е G2) изглеждат жълти, докато звездите от спектрални типове K и M са червени. Астрофизиката има сложна и напълно обективна цветова система. Тя се основава на сравнение на наблюдаваните величини, получени чрез различни строго стандартизирани светлинни филтри. Количествено цветът на звездите се характеризира с разликата между две стойности, получени чрез два филтъра, единият от които предава предимно сини лъчи ("B"), а другият има крива на спектрална чувствителност, подобна на човешкото око ("V "). Техниката на измерване на цвета на звездите е толкова висока, че според измереното стойност B-V възможно е да се определи спектралният клас на звезда с точност от подклас. За слабите звезди цветният анализ е единственият начин да се класифицират спектрално.

Спектралната класификация на Харвард се основава на присъствието или отсъствието, както и относителната интензивност на определени спектрални линии. В допълнение към основните спектрални класове, изброени в таблицата, за относително хладни звезди има и класове N и R (абсорбционни ленти на въглеродни молекули C2, цианоген CN и въглероден оксид CO), клас S (ленти от титаниеви оксиди TiO и цирконий ZrO ), както и за най-студените звезди - клас L (хромхидридна лента CrH, линии от рубидий, цезий, калий и натрий). Наскоро беше въведен специален спектрален клас Т (абсорбционни ленти на вода, метан и молекулен водород) за обекти от подзвезден тип - „кафяви джуджета“, междинни по маса между звездите и планетите.

Спектралните класове O, B, A често се наричат \u200b\u200bгорещи или ранни, класове F и G са слънчеви, а класовете K и M са студени или късни спектрални класове.

Тъй като един и същи харвардски спектрален клас може да съответства на звезди с една и съща температура на фотосферата, но различни класове на светимост (т.е. различаващи се с порядъци на светимост), като се вземе предвид светимостта спектрална класификация на Yerkes (наричан още IWC - след инициалите на неговите автори W. Morgan, F. Keenan и E. Kelman).

В съответствие с тази класификация на звездата е присвоен харвардския спектрален клас и клас на светимост.

Разграничават се следните класове на светимост

По този начин, ако класификацията на Харвард определя абсцисата на диаграмата Hertzsprung-Russell, тогава класификацията Yerk е положението на звездата на тази диаграма. Допълнително предимство на класификацията на Yerkes е способността да се оцени нейната светимост под формата на спектъра на звездата и съответно, чрез нейната видима величина, разстоянието (метод на спектралния паралакс).

Слънцето, като жълто джудже, е от Yerkes спектрален тип G2V.

Звездите от едни и същи (или близки) класове на светимост образуват последователности (клонове) на диаграмата Hertzsprung - Russell, например клон от червени гиганти или бели джуджета.

Диаграма на Hertzsprung-Russell
(в различни гледни точки)

Диаграмата е предложена независимо от астрономите Ейнар Херцспрунг и Хенри Ръсел около 1910 година.

Използвайки диаграма, астрономите са в състояние да проследят жизнения цикъл на звездите, от млади, горещи протозвезди, през основните фази на развитие, чак до фазата на умиращия червен гигант. Диаграмата показва също зависимостта на температурата и цвета на звездите от различните етапи от техния жизнен цикъл.

В диаграмата Hertzsprung-Russell можете да видите диагонална линия, спускаща се от горния ляв ъгъл вдясно. Тя е известна като Основна последователност и повечето звезди преминават точно през тези етапи в своето развитие. Като цяло, с намаляването на температурата на звездата, намалява и светимостта на звездата. На диаграмата можете да видите и клон, който е над 100 единици. светимост. Това са червени гиганти, които са в края на жизнения си цикъл. Те могат да бъдат както ярки, така и относително студени едновременно, тъй като са много големи. Този етап обикновено продължава няколко милиона години.

Наклонените пунктирани линии в долната диаграма определят размерите на звездите в радиусите на Слънцето.

Звездите са толкова далечни, че дори в най-големия телескоп изглеждат само на точки. Как да разберете размера на звездата?

Луната идва на помощ на астрономите. Движи се бавно на фона на звездите, като от своя страна блокира светлината, идваща от тях. Въпреки че ъгловият размер на звездата е изключително малък, Луната не я закрива веднага, а за време от няколко стотни или хилядни от секундата. Ъгловият размер на звездата се определя от продължителността на процеса на намаляване на яркостта на звездата, когато е покрита от Луната. И като се знае разстоянието до звездата, е лесно да се получат истинските й размери от ъгловия размер.

Но само малка част от звездите в небето са толкова добре позиционирани, че могат да бъдат покрити от Луната. Поради това обикновено се използват други методи за оценка на звездните размери. Ъгловият диаметър на ярките и не много отдалечени звезди може да бъде директно измерен със специален инструмент - оптичен интерферометър. Но в повечето случаи радиусът на звезда (R) се определя теоретично, въз основа на оценки на нейната обща светимост (L) и температура (T):

R 2 \u003d L / (4πσT 4)

Размерите на звездите са много различни. Има супергигантски звезди с радиус хиляди пъти по-голям от слънцето. От друга страна, има известни джудже звезди с радиус десет пъти по-малък от този на Слънцето.

Най-важната характеристика на звездата е масата. Колкото повече материя се събира в една звезда, толкова по-високо е налягането и температурата в центъра й и това определя практически всички други характеристики на звездата, както и характеристиките на нейния жизнен път.

Преки оценки на масата могат да се правят само въз основа на закона за всеобщата гравитация. Масата на звездите се колебае в много по-малки граници: от около 10 28 до 10 32 килограма. Има връзка между масата на звездата и нейната светимост: колкото по-голяма е масата на звездата, толкова по-голяма е нейната светимост. Светимостта е пропорционална на около четвъртата степен на масата на звездата:

Плътностите на звездите се различават значително. Например плътността на червения гигант Betelgeuse е хиляда и половина пъти по-малка от плътността на въздуха в помещението (имам предвид средната плътност; в центъра на звездата плътността е много по-висока, отколкото на повърхността). Между другото, диаметърът на тази звезда е 300 пъти по-голям от диаметъра на Слънцето, съответно обемът е 27 милиона пъти по-голям, а масата е само 15 пъти по-голяма от слънчевата маса. А плътността на бялото джудже Сириус е 30 000 пъти по-голяма от плътността на водата, тоест 1500 пъти по-голяма от плътността на златото. 1 литър такова вещество тежи 30 тона.

1. Разнообразието от звезди. Класификация на звездните спектри в Харвард.

Основният метод за изучаване на звездите е изследването на техните спектри. Специален апарат, монтиран на телескопа, използващ дифракционна решетка, разпространява светлината на звездата по дължини на вълните в дъгова лента от спектъра. Астрономите получават много информация за звездите, като декодират техните спектри. Спектърът на една звезда ви позволява да определите колко енергия идва от звездата при различни дължини на вълната и да оцените нейната температура по-точно, отколкото по цвят. Многобройни тъмни линии, пресичащи спектралната ивица, са свързани с поглъщането на светлината от атоми на различни елементи в атмосферата на звездите. Тъй като всички химичен елемент има свой собствен набор от линии, спектърът ви позволява да определите от какви вещества се състои звездата. Спектрите на звездите могат да бъдат разделени на няколко основни класа.

Още през 70-те години на XIX век, един от пионерите на астрофизиката, директорът на Ватиканската обсерватория А. Секи предлага първата класификация на звездните спектри. По-късно тя беше разширена и усъвършенствана.

През 1924 г. Харвардската обсерватория завършва публикуването на каталога на Г. Дрепер, съдържащ класификация от над 225 хиляди звезди. Съвременната класификация е рафинирана и допълнена версия на тази класификация, общоприета в съвременната астрономия.

Според класификацията в Харвард бяха разграничени седем спектрални класа, обозначени с латинските букви O, B, A, F, G, K, M. При движение по ред отляво надясно цветът на звездата се променя: O - синьо, A - бяло, G - жълто, M - червено ... Температурата на звездите намалява в същата посока.

P
по-късно към Харвардската класификация на спектрите бяха добавени два клона и още един основен клас W. В резултат на това класификацията на звездните спектри сега е следната:

Освен това всеки основен клас е разделен на още десет подкласа, например O1, O2, O3 и т.н. Нашето Слънце принадлежи към класа G2.

Z. вентилационните отвори имат основно приблизително еднакъв химичен състав: основните компоненти са водород и хелий с малки примеси от други вещества. Следователно разнообразието на спектрите се обяснява с различните температури на звездите.

Най-горещите звезди са звезди от клас W. Повърхностната им температура достига 100 000 К. Цветът им е син. Сините звезди също са звезди от клас O. Температурата им е 50 000 K и по-ниска. Синкаво-белите звезди от клас В имат температура от 12 000 до 25 000 K; белите звезди от клас А - 11000 К. Жълтите звезди от класове F и G и жълтеникаво-оранжевите звезди от клас К имат температура около 4500 К. И накрая, най-студените звезди са червени звезди от клас М с температури под 3600 К .

През 1905 г. холандският астроном Е. Херцспрунг се опитва да сравнява абсолютните величини на звездите и техните спектрални типове. През 1913 г. американецът Г. Ръсел завършва работата си. Резултатът е известна диаграма, кръстена на учени.

Както се вижда от диаграмата, спектралният тип на звездата и нейната светимост са в известна зависимост: точките, съответстващи на различни звезди, са групирани в няколко клъстера. Тези клъстери се наричат \u200b\u200bнизове.

Повечето от звездите принадлежат към основната последователност. Колкото по-гореща е главната последователност на звездата, толкова по-ярка е тя. В допълнение към основната последователност се отличават и бели джуджета, гиганти и супергиганти.

Диаграмата показва, че звездите от даден спектрален тип не могат да имат произволна светимост и обратно, звездите с определена светимост не могат да имат произволна температура.

Звездите принадлежат към най-горещите обекти във Вселената. Това е високата температура на нашето Слънце, което направи възможно на Земята. Но причината за толкова силно нагряване на звездите остана дълго време непозната за хората.

Отговорът на тайната на високата температура на една звезда се крие в нея. Това означава не само състава на звездата - буквално целият блясък на звездата идва отвътре. е горещото сърце на звезда, в която протича термоядрена реакция на синтез, най-мощната от ядрени реакции... Този процес е източникът на енергия за цялото светило - топлината от центъра се издига навън и след това в открито пространство.

Следователно температурата на звездата варира значително в зависимост от мястото на измерване. Например, температурата в центъра на нашето ядро \u200b\u200bдостига 15 милиона градуса по Целзий - и вече на повърхността, във фотосферата, топлината пада до 5 хиляди градуса.

Защо температурата на една звезда е толкова различна?

Първичното сливане на водородни атоми е първата стъпка в процеса на ядрен синтез

Всъщност разликите в нагряването на ядрото на звездата и нейната повърхност са изненадващи. Ако цялата енергия на ядрото на Слънцето е равномерно разпределена по цялата звезда, повърхностната температура на нашата звезда ще бъде няколко милиона градуса по Целзий! Не по-малко поразителни разлики в температурата между звездите от различен спектрален тип.

Работата е там, че температурата на звездата се определя от два основни фактора: нивото на ядрото и площта на излъчващата повърхност. Нека ги разгледаме по-подробно.

Излъчване на енергия от сърцевината

Въпреки че ядрото се загрява до 15 милиона градуса, не цялата тази енергия се прехвърля към съседните слоеве. Излъчва се само топлината, получена от термоядрената реакция. Енергията, въпреки силата си, остава в сърцевината. Съответно температурата на горните слоеве на звезда се определя само от силата на термоядрените реакции в ядрото.

Разликите тук могат да бъдат качествени и количествени. Ако ядрото е достатъчно голямо, в него ще „изгори“ повече водород. По този начин младите и зрели звезди с големината на слънцето, както и сините гиганти и супергиганти, получават енергия. Масивни звезди като червените гиганти прекарват не само водород, но и хелий, или дори въглерод и кислород в ядрената „пещ“.

Процесите на синтез с ядрата на тежки елементи дават много повече енергия. Като част от реакцията на термоядрен синтез се получава енергия от излишната маса на свързващите атоми. По време на времето, което се случва вътре в Слънцето, 6 водородни ядра с атомна маса 1 се комбинират в едно хелиево ядро \u200b\u200bс маса 4 - грубо казано, 2 допълнителни водородни ядра се преобразуват в енергия. И когато въглеродът "изгори", ядрата с маса 12 се сблъскват - съответно енергийната мощност е много по-голяма.

Излъчваща повърхност

Звездите обаче не само генерират енергия, но и я изразходват. Следователно, колкото повече енергия се отказва от звездата, толкова по-ниска е нейната температура. А количеството на дадената енергия определя преди всичко площта на излъчената повърхност.

Истинността на това правило може да се провери дори в ежедневието - бельото изсъхва по-бързо, ако е окачено по-широко на въже. И повърхността на звездата разширява ядрото си. Колкото по-плътен е, толкова по-висока е температурата му - и когато се достигне определено ниво, водородът се запалва от топлината извън звездното ядро.