Д.В. Сивухин - Общий курс физики. Том 5. Атомная и ядерная физика (1121281), страница 178
Текст из файла (страница 178)
Символ — 2"',5 означает, что звездная величина астрономичоского светила равна — 2,5. Самым крупным 6-метровым телескопом (СССР) на пределе возможностей можно сфотографировать небесные объекты звездной величины (порядка 24 ). Визуальному наблюдению с помощью того же телескопа доступны объекты примерно в 10 раз слабее. Впрочем, предельно доступная звездная величина сильно зависит от атмосферных условий. ) 1"л. ХЧ Некоторые вопросы астрофизики 696 Такие яркие звезды, как Альдебаран и Альтаир принадлежат к звездам 1-й величины; звездная величина Капеллы — 0,2; Сириуса — 1,6; Солнца — 26™,74. Так как различные звезды находятся на различных расстояниях от Земли, то видимые звездные величины не характеризуют их светимость.
Для сравнения светимостей знезд вместо видимых вводят абсолготкые звездные величины. Абсолютная звездная величина есть такая величина, которую получила бы звезда при наблюдении со стандартного расстояния 10 пк (1 пк = 3,2616 св, лет = 3,0857. 10'з см), если бы не было поглощения света в межзвездной среде.
Абсолютная звездная величина Солнца составляет +4ы,75. На таком стандартном расстоянии Солнце казалось бы совсем слабенькой звездочкой, хотя и видимой невооруженным глазом. Сириус казался бы в 14 раз слабее, чем сейчас, и уже больше не выделялся бы на ночном небе как самая яркая звезда. Напротив, Ригель (,3 Ориона), светнмость которого в 20 000 раз превосходит свстимость Солнца, затмил бы на ночном небе все остальные объекты, за исключением Луны.
2. Приемник излучения обладает различной чувствительностью к различным участкам спектра. Например, красная звезда может казаться яркой для глаза, но слабой для фотопластинки. Так называемая визуальнал звездквл величина соответствует спектральной чувствительности человеческого глаза. Она практически совпадает с фотовизу лыеой звездной величиной, определяемой фотометрированнем изображения, полученного на ортохроматической пластинке с применением желтого светофилыгра.
Фотографической нли синей называется звездная величина, определяемая фотометрированием изображения на обычной фотопластинке или фотоэлектрическим способом с применением синего фильтра. Конечно, технология при изготонлении фотопластинок и светофильтров должна быть точно указана и строго выдержана. Разность между фотографической и визуальной звездными величинами называется показателем цвета.
Изложенный метод определения показателя цвета звезд и классификация звездных спектров, приводимая ниже, были разработаны в Гарвардской астрономической обсерватории (С!ПА). Позднее в эти методы в других обсерваториях мира были введены существенные усовершенствования, но для наших целей нет необходимости их рассматривать. Температура, химический состав, степень ионизации атомов и прочие параметры наружных слоев звездных атмосфер, от которых доходит до нас световое излучение, проявляются в особенностях спектров звезд.
В Гарвардской обсерватории эмпирически спектры звезд были подразделены на семь классов, которые обозначаются буквами О, В, А, Р, С, К, М. Для указания более детальных подробностей, выявляемых фотопластинкой, эти спектральные классы подразделяются на подклассы, спектры которых являются промежуточными между спектрами соседних классов. Спектральные подклассы отмечаются номерами от 0 до 9, прибанляемыми к букве, обозначающей класс.
Спектры поглощения звездных атмосфер, типичные для семи указанных классов, приведены на рис. 173 (а — Л Цефея, 06: б - т Скор- ) Гл. ХН Некоторые вопросы астройтизики а в конце располагаются значительно более холодные красные звезды класса М. Например, яркие голубые звезды в созвездии Ориона относятся к классу В.
сириус — беловатая звезда класса АО. Солнце (желтая звезда) принадлежит к спектральному классу 02, Капелла желтая звезда класса СО, Арктур яркая оранжевая звезда класса КО, Бетольгейзе и Антарес красные звезды класса М. 3. На большом статистическом материале датский астроном Герцшпрунг и американский астроном Рессел независимо друг от друга в начале нашего столетия эмпирически установили более илн менее четко выраженную связь между спектральным классом (или показателем цвета) звезды н ее абсолютной величиной (илн светнмостью). Эчв связь представляется графически на так называемой диаграмме Герцитрупга — Рессела (рис. 174).
Каждой точке на горизонтальной оси Абсолютная звездная величина 1О 15 О В А с О К йе Спектральный класс Рис. 174 этой диаграммы соответствуе г определенный спектральный класс (или показатель цвета). По существу, на горизонтальной оси отложена какаято величина, характеризующая поверхностную температуру звезды. На вертикальной оси отложены соответствующие абсолютные величины з 102) Краткие сведения об эволюции звезд 699 (или светимости) звезд. Звезда изображается точкой в плоскости диаграммы Герцшпрунга-Рессела. Большинство звезд располагаются в полосе, идущей из верхнего левого угла в нижний правый угол диаграммы Герцшпрунга — Рессела. Эта полоса называется главной последовательностью, а соответствующие ей звезды -- звездами главной последовательности.
В верхней части главной последовательности располагаются наиболее массивные и горячие голубые звезды большой свстимости, принадлежащие классам О и В, внизу наименес массивные (краспые карлики). Солнце (желтая звезда) —. средняя звезда, расположенная где-то в центральной части главной посзедоватхшьности. На диаграмме положение Солнца отмечено крестиком. Справа вверху от главной последовательности расположены красные гиганты и красные сверкгигонты.
Гиганты с поверхностной температурой порядка 4000 К примерно на 10 звездных величин ярче звезд главной последовательности с той же поверхностной температурой. Над гигантами располагаются очень редкие звезды, называемые сверхгигантами.
Примером сверхгиганта может служить Бетельгейзе (гг Ориона) — переменная звезда класса М2 — М3. Ее видимая визуальная величина меняется от +0,4 до — 1,3, а абсолютная звездная величина составляет около — 3 . Она примерно на16 звездных величин ярче, а ее радиус примерно в 1000 раз больше звезды класса М3 главной последовательности. По своему радиусу сверхгигант может быть даже в 10 раз больше гиганта и иметь в 100 раз большую светимость. Слепа внизу от главной последовательности располагаются белые карлики слабыо голубыс нли жолтые звезды, которые лежат на диаграмме Герцшпрунга — Рсссела на 9 — 10 звездных величин ниже главной последовательности. По массе белые карлики сравнимы с Солнцем, а по размерам -- с Землей. Следовательно, плотность белых карликов чрезвычайно велика — порядка 10з — 10ь г/смз.
Соответственно очень велико и ускорение свободного падения на поверхности этих звезд, а толщина атмосферы составляет всего несколько десятков сантиметров. Для полноты укажем еще, что между гигантами и главной последовательностью параллельно ей идет полоса звезд с промежуточными параметрами, называемых србгигант ми. Аналогично, ниже главной последовательности также параллельно ей располагаются србкарлики — звезды с промежуточными свойствами между белыми карликами и звездами главной последовательности.
Массы звезд заключены в пределах от 0,03 до 60Ме. Светимость стационарных звезд лежит в интервале от 10 ~ до 10з Л ., а радиусы е от 10 км (нейтронные звезды) до 10 Ке (сверхгиганты). 3 102. Краткие сведения об эволюции звезд 1. По двум причинам вопрос об эволюции звезд будет затронут весьма кратко и схематично. Во-первых, он относится к астрономии и астрофизике. Во-вторых, теория эволюции звезд весьма сложна и очень далека от завершения. Многие вопросы этой теории совсем ) 1"л. ХН Некоторые вопросы астро4ивики 700 неясны или ясны недостаточно. Достаточно подробное и доступное изложение вопросов эволюции звезд можно найти, например, в книге И.С.
!1!кловского «Звезды, их рождение, жизнь и смерть» (М.: Наука, 1984) . 2. В процессе гравитационного сжатия протозвезды температура ее недр непрерывно повышается. Когда она поднимется до миллиона Кельвинов, начинаются первые термоядерные реакции с участием протонов и легких ядер с низким кулоновским барьером (дейтерий, литий, бериллий, бор): е! + р » зНе, »1.! + р — » зНе+ "Не, !й + р » 2 Не, 'оВе+ 2р » 3 Не. Но из-за малого содержания в протозвезде этих элементов продолжительность указанных реакций по звездным масштабам невелика — всего порядка миллиона лет.
В результате освобождония термоядерной энергии в указанных реакциях температура и давление в протозвезде повышаются. Возросшее давление замедляет гравитационное сжатие протозвезды. Когда легкие ядра с низким кулоновским барьером будут израсходованы, гравитационное сжатие протозвезды усилится, что поведет к дальнейшему повышению се температуры.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
