Яка температура червоних зірок. Розміри, маси, густина зірок. Спектральні класи зірок

Речовина нашого Всесвіту структурно організована і утворює велику різноманітність феноменів різного масштабу з дуже різними. фізичними властивостями. Одна з найважливіших таких властивостей – температура. Знаючи цей показник і використовуючи теоретичні моделі, можна судити про багато характеристик того чи іншого тіла - про його стан, будову, вік.

Розкид значень температури у різних компонентів Всесвіту, що спостерігаються, дуже великий. Так, найнижча величина її в природі зафіксована для туманності Бумеранг і становить всього 1 K. А які найвищі температури у Всесвіті, відомі на сьогоднішній день, і про які особливості різних об'єктів свідчать? Для початку подивимося, як учені визначають температуру віддалених космічних тіл.

Спектри та температура

Всю інформацію про далекі зірки, туманності, галактики вчені отримують, досліджуючи їхнє випромінювання. По тому, на який частотний діапазон спектру припадає максимум випромінювання, температура визначається як показник середньої кінетичної енергії, Які мають частинки тіла, - адже частота випромінювання пов'язана прямою залежністю з енергією. Отже, найвища температура у Всесвіті повинна відображати, відповідно, і найбільшу енергію.

Чим вищими частотами характеризується максимум інтенсивності випромінювання, тим гаряче досліджуване тіло. Однак повний спектр випромінювання розподілений за дуже широким діапазоном, і за особливостями видимої його області («колір») можна робити певні загальні висновки про температуру, наприклад, зірки. Остаточна оцінка проводиться на основі вивчення всього спектра з урахуванням смуг емісії та поглинання.

Спектральні класи зірок

На основі спектральних особливостей, включаючи колір, було розроблено так звану Гарвардську класифікацію зірок. Вона включає сім основних класів, що позначаються буквами O, B, A, F, G, K, M та кілька додаткових. Гарвардська класифікація відбиває поверхневу температурузірок. Сонце, фотосфера якого розігріта до 5780 K, належить до класу жовтих зірок G2. Найбільш гарячі блакитні зіркикласу O, найхолодніші – червоні – належать класу M.

Гарвардську класифікацію доповнює Єркська, або класифікація Моргана-Кінана-Келлман (МКК - на прізвища розробників), що підрозділяє зірки на вісім класів світності від 0 до VII, тісно пов'язаних з масою світила - від гіпергігантів до білих карликів. Наше Сонце – карлик класу V.

Застосовані спільно, як осі, за якими відкладені значення колір - температура і абсолютна величина- світність (що свідчить про масі), вони дали можливість побудувати графік, відомий як діаграма Герцшпрунга-Рассела, у якому відбито основні характеристики зірок у тому взаємозв'язку.

Найгарячі зірки

З діаграми випливає, що найбільш гарячими є блакитні гіганти, надгіганти та гіпергіганти. Це надзвичайно масивні, яскраві та короткоживучі зірки. Термоядерні реакції у надрах протікають дуже інтенсивно, породжуючи жахливу світність і високі температури. Такі зірки відносяться до класів B і O або особливого класу W (відрізняється широкими емісійними лініями в спектрі).

Наприклад, ця Великої Ведмедиці(знаходиться на «кінці ручки» ковша) при масі, що в 6 разів перевищує сонячну, світить у 700 разів потужніше і має поверхневу температуру близько 22 000 K. до 33 500 K. А температура гіпергіганта з найвищою відомою масою і світністю (як мінімум у 8,7 мільйонів разів потужніша за наше Сонце) - R136a1 у Великій Магеллановій хмарі - оцінена в 53 000 K.

Однак фотосфери зірок, як би сильно розігріті вони не були, не дадуть нам уявлення про найвищу температуру у Всесвіті. У пошуках спекотніших областей потрібно заглянути в надра зірок.

Термоядерні топки космосу

У ядрах масивних зірок, стиснутих колосальним тиском, розвиваються справді високі температури, достатні для нуклеосинтезу елементів до заліза і нікелю. Так, розрахунки для блакитних гігантів, надгігантів та дуже рідкісних гіпергігантів дають для цього параметра до кінця життя зірки порядок величини 10 9 K – мільярд градусів.

Будова та еволюція подібних об'єктів поки що недостатньо добре вивчені, відповідно і моделі їх ще не повні. Зрозуміло, однак, що дуже гарячими ядрами повинні володіти всі зірки великих мас, до яких спектральних класів вони не належали, - наприклад, червоні надгіганти. Незважаючи на безперечні відмінності в процесах, що протікають у надрах зірок, ключовим параметром, що визначає температуру ядра, є маса.

Зоряні залишки

Від маси в загальному випадку залежить і доля зірки – те, як вона закінчить свій життєвий шлях. Маломасивні зірки типу Сонця, вичерпавши запас водню, втрачають зовнішні верстви, після чого від світила залишається вироджене ядро, в якому вже не може йти термоядерний синтез – білий карлик. Зовнішній тонкий шар молодого білого карлика має температуру до 200 000 K, а глибше розташовується ізотермічне ядро, нагріте до десятків мільйонів градусів. Подальша еволюція карлика полягає до його поступового остигання.

Гігантські зірки чекає інша доля - вибух наднової, що супроводжується підвищенням температури вже до значень порядку 10 11 K. Під час вибуху стає можливим нуклеосинтез важких елементів. Одним із результатів подібного феномену є нейтронна зірка- дуже компактний, надщільний, зі складною структурою залишок загиблої зірки. При народженні він так само гарячий - до сотень мільярдів градусів, проте стрімко остигає за рахунок інтенсивного випромінювання нейтрино. Але, як побачимо далі, навіть новонароджена нейтронна зірка - те місце, де температура - найвища у Всесвіті.

Далекі екзотичні об'єкти

Існує клас космічних об'єктів, досить віддалених (а отже, і давніх), що характеризуються екстремальними температурами. На сучасні погляди, квазар є сильним акреційним диском, що утворюється падаючою на неї по спіралі речовиною - газом або, точніше, плазмою. Власне, це активне галактичне ядро ​​на стадії формування.

Швидкість руху плазми на диску настільки велика, що внаслідок тертя вона розігрівається до надвисоких температур. Магнітні полязбирають випромінювання і частину речовини диска в два полярні пучки - джети, що викидаються квазаром у простір. Це надзвичайно високоенергетичний процес. Світність квазара в середньому на шість порядків вище світності найпотужнішої зірки R136a1.

Теоретичні моделі допускають для квазарів ефективну температуру (тобто властиву абсолютно чорному тілу, що випромінює з тією ж яскравістю) не більше 500 мільярдів градусів (5×10 11 K). Проте недавні дослідження найближчого квазара 3C 273 призвели до несподіваного результату: від 2×10 13 до 4×10 13 K – десятки трильйонів кельвінів. Така величина можна порівняти з температурами, що досягаються в явищах з найвищим відомим енерговиділенням - у гамма-сплесках. На сьогоднішній день це найвища температура у Всесвіті, яка була коли-небудь зареєстрована.

Найспекотніше

Слід мати на увазі, що квазар 3С 273 бачимо таким, яким він був близько 2,5 мільярда років тому. Отже, враховуючи, що чим далі ми заглядаємо в космос, тим більше віддалені епохи минулого спостерігаємо, у пошуках найгарячішого об'єкта ми маємо право окинути поглядом Всесвіт не лише у просторі, а й у часі.

Якщо повернутися до самого моменту її народження - приблизно 13,77 мільярда років тому, спостерігати який неможливо, - ми виявимо цілком екзотичний Всесвіт, при описі якого космологія підходить до межі своїх теоретичних можливостей, пов'язаних з межами застосування сучасних фізичних теорій.

Опис Всесвіту стає можливим, починаючи з віку, що відповідає планківському часу 10-43 секунд. Найгарячіший об'єкт у цю епоху - сам наш Всесвіт, з планківською температурою 1,4×10 32 K. І це, згідно з сучасною моделлю її народження та еволюції, максимальна температура у Всесвіті з усіх, що будь-коли досягалися і можливих.

Спектри зірок – це їхні паспорти з описом усіх зіркових особливостей. Зірки складаються з тих самих хімічних елементів, які відомі на Землі, але у відсотковому відношенні в них переважають легкі елементи: водень та гелій.

Спектри зірок – це їхні паспорти з описом усіх зіркових особливостей.

За спектром зірки можна дізнатися про її світність, відстань до зірки, температуру, розмір, хімічний склад її атмосфери, швидкість обертання навколо осі, особливості руху навколо загального центру тяжіння.

Спектральний апарат, що встановлюється на телескопі, розкладає світло зірки по довжинах хвиль у смужку спектра. За спектром можна дізнатися, яка енергія приходить від зірки на різних довжинах хвиль та оцінити дуже точно її температуру. Колір та спектр зірок пов'язаний з їх температурою. У холодних зірках із температурою фотосфери 3000 До переважає випромінювання у червоній області спектра. У спектрах таких зірок багато ліній металів та молекул. У гарячих блакитних зірках із температурою понад 10000–15000 К більшість атомів іонізована. Цілком іонізовані атоми не дають спектральних ліній, тому в спектрах таких зірок ліній мало.

На основі численних знімків спектрів зірок, одержаних у США на Гарвардській обсерваторії, на початку XX ст. було розроблено детальну класифікацію зоряних спектрів, яка лягла в основу сучасної спектральної класифікації.

У Гарвардської класифікаціїспектральні типи (класи) позначені літерами латинського алфавіту: О, В, A, F, G, К і М. Оскільки в епоху розробки цієї класифікації зв'язок між видом спектру та температурою не був ще відомий, то після встановлення відповідної залежності довелося змінити порядок спектральних класів, який спочатку збігався з алфавітним розташуванням літер.

Основна (гарвардська) спектральна класифікація зірок

Усередині класу зірки діляться на підкласи від 0 (найгарячі) до 9 (найхолодніші). У класі Про підкласи починаються з О5. Послідовність спектральних класів відбиває безперервне падіння температури зірок у міру переходу до дедалі пізніших спектральних класів.

Переважна більшість зірок відноситься до послідовності від Про до М. Ця послідовність безперервна: характеристики зірок плавно змінюються при переході від одного класу до іншого.

Характерною особливістю зоряних спектрів є наявність у них величезної кількості ліній поглинання, що належать різним елементам. Тонкий аналіз цих ліній дозволив отримати особливо цінну інформацію про природу зовнішніх верств зірок. Хімічний складзовнішніх шарів зірок, звідки до нас безпосередньо приходить їхнє випромінювання, характеризується повною переважанням водню. На другому місці знаходиться гелій, а кількість інших елементів досить невелика. Приблизно на кожні десять тисяч атомів водню припадає тисяча атомів гелію, близько 10 атомів кисню, трохи менше вуглецю та азоту і лише один атом заліза. Домішки інших елементів зовсім незначні. Без перебільшення можна сказати, що зірки складаються з водню та гелію з невеликою домішкою важчих елементів.

Хорошим індикатором температури зовнішніх шарів зірки є колір. Гарячі зірки спектральних класів Про і мають блакитний колір; зірки, подібні до нашого Сонця (спектральний клас якого G2), видаються жовтими, зірки ж спектральних класів К і М – червоні. В астрофізиці є ретельно розроблена і цілком об'єктивна система кольорів. Вона заснована на порівнянні зіркових величин, що спостерігаються, отриманих через різні строго еталоновані світлофільтри. Кількісно колір зірок характеризується різницею двох величин, отриманих через два фільтри, один з яких пропускає переважно сині промені («В»), а інший має криву спектральної чутливості, подібну до людського ока («V»). Техніка вимірів кольору зірок настільки висока, що за виміряним значенню B-Vможна визначити спектральний клас зірки з точністю до підкласу. Для слабких зірок аналіз кольорів – єдина можливість їхньої спектральної класифікації.

Гарвардська спектральна класифікація полягає в наявності чи відсутності, і навіть відносної інтенсивності певних спектральних ліній. Крім перелічених у таблиці основних спектральних класів, для відносно холодних зірок є ще класи N і R (смуги поглинання молекул вуглецю C2, ціану CN та окису вуглецю CO), клас S (смуги окису титану TiO та цирконію ZrO), а також для найхолодніших зірок – клас L (смуга гідриду хрому CrH, лінії рубідії, цезію, калію та натрію). Для об'єктів субзіркового типу – «коричневих карликів», проміжних за масою між зірками та планетами, нещодавно введено спеціальний спектральний клас T (смуги поглинання води, метану та молекулярного водню).

Спектральні класи О, В, А часто називають гарячими або ранніми, класи F та G – сонячними, а класи К та М – холодними чи пізніми спектральними класами.

Оскільки одному гарвардському спектральному класу можуть відповідати зірки з однаковою температурою фотосфери, але різних класів світності (тобто відмінними на порядки світимостей), то з урахуванням світності була розроблена йєркська спектральна класифікація(Називається ще МКК – за ініціалами її авторів У. Моргана, Ф. Кінана та Е. Келмана).

Відповідно до цієї класифікації зірці приписують гарвардський спектральний клас та клас світності.

Розрізняють такі класи світності

Отже, якщо гарвардська класифікація визначає абсцису діаграми Герцшпрунга – Рассела, то йєркська – становище зірки у цій діаграмі. Додатковим перевагою йєркської класифікації є можливість у вигляді спектра зірки оцінити її світність і, по видимої величині – відстань (метод спектрального паралакса).

Сонце, будучи жовтим карликом, має йєркський спектральний клас G2V.

Зірки однакових (або близьких) класів світності утворюють на діаграмі Герцшпрунга – Рассела послідовності (гілки), наприклад, гілка червоних гігантів чи білих карликів.

Діаграма Герцшпрунга-Рассела
(У різних уявленнях)

Діаграма була запропонована астрономами Ейнаром Герцшпрунгом і Генрі Рассел незалежно один від одного приблизно в 1910 році.

Використовуючи діаграму, астрономи здатні простежити життєвий цикл зірок, від молодих гарячих протозірок, через основні фази розвитку, аж до фази червоного гіганта, що вмирає. Діаграма також показує залежність температури та кольору зірок від різних етапів їх життєвого циклу.

На діаграмі Герцшпрунга-Рассел можна побачити діагональну лінію, що веде з лівого верхнього кута вправо вниз. Вона відома як Головна Послідовністьі більшість зірок проходять саме ці етапи у своєму розвитку. Загалом, коли температура зірки зменшується, падає світність зірки. На діаграмі також можна побачити відгалуження, яке знаходиться понад 100 од. світимості. Це червоні гіганти, які перебувають наприкінці свого життєвого циклу. Вони можуть бути одночасно яскравими та відносно холодними, оскільки вони дуже великі. Зазвичай ця стадія триває кілька мільйонів років.

Похилі пунктирні лінії на нижній діаграмі визначають розміри зірок у радіусах Сонця.

Зірки такі далекі, що навіть у найбільший телескоп вони виглядають лише точками. Як дізнатися розмір зірки?

На допомогу астрономам приходить Місяць. Вона повільно рухається на тлі зірок, по черзі перекриваючи світло, що йде від них. Хоча кутовий розмір зірки надзвичайно малий, Місяць заступає її не відразу, а за час у кілька сотих або тисячних часток секунди. За тривалістю процесу зменшення яскравості зірки при покритті її Місяцем визначають кутовий розмір зірки. А знаючи відстань до зірки, з кутового розміру легко отримати її справжні розміри.

Але невелика частина зірок на небі розташована так вдало, що може покриватися Місяцем. Тому зазвичай використовують інші методи оцінки зоряних розмірів. Кутовий діаметр яскравих та не дуже далеких світил може бути безпосередньо виміряний спеціальним приладом – оптичним інтерферометром. Але найчастіше радіус зірки (R) визначають теоретично, з оцінок її повної світності (L) і температури (T):

R 2 = L / (4πσT 4)

Розміри зірок бувають дуже різними. Зустрічаються зірки надгіганти, радіус яких у тисячі разів більший за сонячний. З іншого боку відомі зірки-карлики з радіусом у десятки разів менші, ніж у Сонця.

Найважливішою характеристикою зірки є безліч. Чим більше речовини зібралося в зірку, тим вище тиск і температура в її центрі, а це визначає практично всі інші характеристики зірки, а також особливості її життєвого шляху.

Прямі оцінки маси можуть бути зроблені лише на підставі закону всесвітнього тяжіння. Маса зірок коливається у значно менших межах: приблизно від 1028 до 1032 кілограм. Існує зв'язок між масою зірки та її світністю: чим більша маса зірки, тим більша її світність. Світність пропорційна приблизно четвертого ступеня маси зірки:

Сильно різняться щільності зірок. Наприклад, щільність червоного гіганта Бетелгейзе в півтори тисячі разів менша за щільність кімнатного повітря (мається на увазі середня щільність; в центрі зірки щільність набагато більша, ніж на поверхні). До речі, діаметр цієї зірки в 300 разів більший за діаметр Сонця, обсяг, відповідно, в 27 мільйонів разів більший, а маса всього в 15 разів перевищує сонячну. А щільність білого карлика Сіріус в 30000 разів більша за щільність води, тобто в 1500 разів більша за щільність золота. 1 літр такої речовини важить 30 тонн.

1. Різноманітність зірок. Гарвардська класифікація зоряних спектрів.

Основний метод вивчення зірок – дослідження спектрів. Спеціальний апарат, що встановлюється на телескопі, за допомогою дифракційних ґрат розкладає світло зірки по довжинах хвиль у райдужну смужку спектру. Астрономи отримують безліч відомостей про зірок, розшифровуючи їх спектри. Спектр зірки дозволяє визначити, яка енергія приходить від зірки на різних довжинах хвиль, та оцінити її температуру точніше, ніж за кольором. Численні темні лінії, що перетинають спектральну смужку, пов'язані з поглинанням світла атомами різних елементів в атмосфері зірок. Оскільки кожен хімічний елементмає свій набір ліній, спектр дозволяє визначити, із яких речовин складається зірка. Спектри зірок можна поділити на кілька основних класів.

Ще в 70-х роках XIX століття один із піонерів астрофізики директор Ватиканської обсерваторії А. Секкі запропонував першу класифікацію зоряних спектрів. Пізніше вона була розширена та уточнена.

В 1924 Гарвардська обсерваторія завершила публікацію каталогу Г. Дрепера, що містить класифікацію понад 225 тисяч зірок. Сучасна класифікація є уточненою та доповненою версією цієї класифікації, загальноприйнятою у сучасній астрономії.

По Гарвардській класифікації виділялося сім спектральних класів, позначених латинськими літерами O, B, A, F, G, K, M. Під час руху по ряду зліва направо змінюється колір зірки: O – блакитний, А – білий, G – жовтий, М – червоний . У тому напрямі відповідно зменшується температура зірок.

П
аж до Гарвардської класифікації спектрів були додані два відгалуження і ще один головний клас W. У результаті класифікація зоряних спектрів нині виглядає так:

Крім того, кожен основний клас ділиться ще на десять підкласів, наприклад, О1, О2, О3 і так далі. Наше Сонце належить до класу G2.

З скрізь мають в основному приблизно однаковий хімічний склад: основні компоненти - водень і гелій з невеликими домішками інших речовин. Тому різноманітність спектрів пояснюється різними температурами зірок.

Найгарячіші зірки – зірки класу W. Температура їхньої поверхні досягає 100000 К. Їх колір – блакитний. Блакитні також зірки класу O. Їхня температура від 50000 К і нижче. Блакитно-білі зірки класу B мають температуру 12000 – 25000 К; білі зірки класу А – 11000 К. Жовті зірки класів F і G та жовтувато-жовтогарячі класи К мають температуру близько 4500 К. І, нарешті, найхолодніші зірки – червоні зірки класу М з температурою нижче 3600 До.

У 1905 році голландський астроном Е. Герцпрунг спробував зіставити абсолютні величини зірок та їх спектральні класи. 1913 року його роботу завершив американець Г. Рассел. В результаті вийшла відома діаграма, названа іменами вчених.

Як видно з діаграми, спектральний клас зірки та її світність перебувають у певній залежності: точки, що відповідають різним зіркам, групуються у кілька скупчень. Ці скупчення називають послідовностями.

Переважна більшість зірок належить головної послідовності. Чим гарячіша зірка головної послідовності, тим більшу світність вона має. Крім головної послідовності виділяються також білі карлики, гіганти та надгіганти.

Діаграма показує, що зірки даного спектрального класу не можуть мати довільну світність, і, навпаки, зірки певної світності не можуть мати довільну температуру.

Зірки належать до гарячих об'єктів Всесвіту. Саме висока температура нашого Сонця уможливила Землі. Але причина такого сильного нагріву зірок тривалий час залишалася невідомою для людей.

Розгадка секрету високої температури зірки лежить у ній. Мається на увазі не тільки склад світила - у буквальному значенні весь розпал зірки виходить зсередини. - це гаряче серце зірки, в якому відбувається термоядерна реакція синтезу, найпотужніша з ядерних реакцій. Цей процес є джерелом енергії для всього світила – тепло з центру піднімається назовні, а потім і у відкритий космос.

Тому температура зірки сильно різниться залежно від місця виміру. Наприклад, температура в центрі нашого ядра досягає 15 мільйонів градусів Цельсія - а вже на поверхні, у фотосфері, жар спадає до 5 тисяч градусів.

Чому температура зірки така різна?

Первинне об'єднання атомів водню – перший крок процесу ядерного синтезу

Справді, відмінності у нагріванні ядра зірки та її поверхні дивують. Якби вся енергія ядра Сонця розподілиться по зірці рівномірно, температура поверхні нашого світила становитиме кілька мільйонів градусів за Цельсієм! Не менш разючі відмінності у температурі між зірками різних спектральних класів.

Справа в тому, що температуру зірки визначають два головні фактори: рівень ядром і площа випромінюючої поверхні. Розглянемо їх докладніше.

Випромінювання енергії ядром

Хоча ядро ​​розпалюється до 15 мільйонів градусів, не вся ця енергія передається сусіднім верствам. Випромінюється тільки тепло, яке було отримано від термоядерної реакції. Енергія, незважаючи на свою міць, залишається в межах ядра. Відповідно, температуру верхніх шарів зірки визначає лише сила термоядерних реакцій у ядрі.

Відмінності тут можуть бути якісні та кількісні. Якщо ядро ​​досить велике, у ньому «згоряє» більше водню. Цим шляхом енергію одержують молоді та зрілі зірки розмірів Сонця, а також блакитні гіганти та надгіганти. Масивні зірки на зразок червоних гігантів витрачають у ядерній «топці» не лише водень, а й гелій, або навіть вуглець та кисень.

Процеси синтезу з ядрами важких елементів дають набагато більше енергії. В рамках термоядерної реакції синтезу, енергія виходить за рахунок надлишкової маси атомів, що з'єднуються. Під час, що відбувається всередині Сонця, 6 ядер водню з атомною масою 1 об'єднуються в одне ядро ​​гелію з масою 4- грубо кажучи, 2 зайві ядра водню переходять в енергію. А коли «горить» вуглець, стикаються ядра з масою вже 12 – відповідно, вихід енергії значно більше.

Площа випромінюючої поверхні

Однак зірки не лише генерують енергію, а й витрачають її. Отже, що більше енергії зірка віддає, то менше її температура. А кількість енергії, що віддається, першочергово визначає площу випромінюваної поверхні.

Істинність цього правила можна перевірити навіть у побуті - білизна сохне швидше, якщо її розвісити ширше на мотузці. А поверхня зірки розширює її ядро. Чим воно щільніше, тим вище його температура - і при досягненні певної планки від запалу запалюється водень поза зірковим ядром.