В связи с огромным количеством матчасти хотелось бы предупредить, что все не так страшно. Есть 4 варианта:
• Простой человек - знает только общую ситуацию, без тонкостей
• Инопланетянин - знает только свою расу (которую сам же и придумывает)
• Простой анатурал - знает только свою линейку
• Космополит или исследователь - знает все линейки хоть сколько-то
Сообщения : 299 Репутация : 0 Дата регистрации : 2010-11-19
Температурная последовательность классов звезд, выделяемых по характеру их спектров. Спектральные классы тесно связаны с температурой (в меньшей степени - с плотностью и химическим составом) звездных атмосфер. Диапазону эффективных температур звезд от 50000 до 2000 К соответствует последовательность спектральных классов, обозначаемых буквами O, B, A, F, G, K, M, L и T. Дополнительные классы R, N и S отражают вариации химического состава холодных звезд. Промежуток между соседними классами делится на 10 подклассов - от 0 до 9 - с ростом в сторону уменьшения температуры (пример: ..., A8, A9, F0, F1, ...). Спектральный класс Солнца G2.
Сообщения : 299 Репутация : 0 Дата регистрации : 2010-11-19
Звезды спектрального класса О - самые горячие. Их температура составляет от 15000 до 50000 градусов и выше. В их спектрах самыми заметными являются линии ионизированного гелия и дважды ионизированного кислорода. Линии водорода очень слабы. Это ярко-голубые звезды. У звезд спектрального класса В температура поверхности составляет 11000 - 15000К. В их спектрах самыми заметными являются линии ионизированных кислорода и азота и нейтрального гелия. Линии водорода становятся сильнее. Это бело-голубые звезды. У звезд спектрального класса А температура поверхности 8000-10500 градусов. Их цвет ослепительно белый. Линии водорода становятся наиболее интенсивными. Звезды спектрального класса F имеют температуру 6000-7500К. Линии водорода начинают ослабевать, появляются линии ионизированных металлов. Цвет этих звезд - белый с желтоватым оттенком. У звезд класса G температура поверхности 5200-6000К. Эти звезды больше всего напоминают наше Солнце (спектральный класс Солнца G2). В их спектре линии ионизированных металлов ослабевают, появляются линии нейтральных металлов, линии водорода сильно ослабевают. Температура поверхности звезд спектрального класса К составляет 3700-5200К. Это оранжевые звезды. В их спектре линии ионизированных металлов почти полностью исчезают, линии нейтральных металлов наиболее интенсивны. Звезды спектрального класса М - сравнительно холодные красные звезды. Их температура составляет 2500-3600К. При такой температуре уже возможно существование некоторых молекул, например, оксидов титана и ванадия. Поскольку эти молекулы поглощают свет во множестве частот, в спектрах звезд М-класса появляются целые полосы поглощения.
Сообщения : 299 Репутация : 0 Дата регистрации : 2010-11-19
Спектральные классы L и T были введены сравнительно недавно (в 1998 и 2000 годах, соответственно), после появления инфракрасных приемников излучения и открытия с их помощью коричневых карликов - объектов, промежуточных между звездами и планетами. Большинство звезд L-класса должно быть именно коричневыми карликами, хотя очень старые маломассивные звезды тоже могут остыть ниже 2000К. Итак, температура объектов спектрального класса L составляет 1500-2000К. Полосы поглощения оксидов титана и ванадия исчезают из их спектров, потому что молекулы TiO и VO конденсируются в пылинки и больше не проявляют себя в спектре, как это свойственно молекулам. Спектр объектов L-класса характеризуется сильной полосой поглощения CrH, сильными линиями редких щелочных металлов рубидия и цезия и широкими линиями калия и натрия. Температура объектов Т-класса оказывается еще ниже и составляет 1000-1500К. В их спектрах видны мощные полосы поглощения воды, метана и молекулярного водорода. Иногда их еще называют "метановыми карликами".
Сообщения : 299 Репутация : 0 Дата регистрации : 2010-11-19
Кроме этих основных классов существуют дополнительные, являющиеся ответвлениями от классов G и К и представляющие собой звезды с аномальным химическим составом, отличающимся от химического состава большинства других звезд, а также недавно открытые коричневые карлики и звезды Вольфа-Райе.
W — звёзды Вольфа — Райе, очень тяжёлые яркие звёзды с температурой порядка 70000 K и интенсивными эмиссионными линиями в спектрах. L — звёзды или коричневые карлики с температурой 1500—2000 K и соединениями металлов в атмосфере. T — метановые коричневые карлики с температурой 700-1500 K. Y — очень холодные (метано-аммиачные?) коричневые карлики с температурой ниже 700 K. C — углеродные звёзды, гиганты с повышенным содержанием углерода Класс С, отличается от классов К и М наличием линий поглощения атомов и полос поглощения молекул углерода. Ранее относились к классам R и N. S — циркониевые звёзды. Ответвление происходит от класса К и содержит «циркониевые» звезды. Звезды этого класса отличаются от звезд класса М тем, что вместо полос окиси титана TiO присутствуют полосы окиси циркония (ZrO). D — белые карлики. Q — новые звёзды P — планетарные туманности
Сообщения : 299 Репутация : 0 Дата регистрации : 2010-11-19
Звёзды Вольфа — Райе — класс звёзд, для которых характерны очень высокая температура и светимость; звёзды Вольфа — Райе отличаются от других горячих звёзд наличием в спектре широких полос излучения водорода, гелия, а также кислорода, углерода, азота в разных степенях ионизации (NIII — NV, CIII — CIV, OIII — OV). Название класса звёзд связано с именами французских астрономов Ш. Вольфа (Ch. Wolf) и Ж. Райе (G. Rayet), впервые обративших внимание на особенности в их спектрах в 1867 году.
Коричневые или бурые карлики («субзвёзды») — субзвёздные объекты (с массами в диапазоне 0,012-0,08 массы Солнца, или от 13 до 75~80 масс Юпитера). Вопреки распространённому мнению, в них идут термоядерные реакции, но в отличие от звёзд главной последовательности они не могут компенсировать потерю энергии на излучения и относительно быстро замедляются, со временем превращаясь в планетоподобные объекты.[1][2] В коричневых карликах, в отличие от звёзд главной последовательности, также отсутствуют зоны лучистого переноса энергии — теплоперенос в них осуществляется только за счёт конвекции, что обуславливает однородность их химического состава по глубине.
Спойлер:
Углеродная звезда — это более поздний вид обычных звёзд красных гигантов (или изредка красных карликов), в атмосфере которых содержится больше углерода, чем кислорода; два компонента смешиваются в верхних слоях звезды, образуя монооксид углерода, который связывает весь кислород в атмосфере, оставляя атомы углерода свободными для образования других углеродных соединений, дающих звезде «черноватую» атмосферу и ярко-красный вид при наблюдении людьми. Спектральные особенности этих звёзд довольно характерные, и они впервые были классифицированы по спектру Анжело Секки в 1860-х годах — первопроходцем в астрономической спектроскопии. В «нормальной» звезде (наподобие Солнца) атмосфера более насыщена кислородом, чем углеродом.
Белые карлики — проэволюционировавшие звёзды с массой, не превышающей предел Чандрасекара (максимальная масса, при которой звезда может существовать, как белый карлик), лишённые собственных источников термоядерной энергии. Белые карлики представляют собой компактные звёзды с массами, сравнимыми с массой Солнца, но с радиусами в ~100 и, соответственно, светимостями в ~10 000 раз меньшими солнечной. Плотность белых карликов составляет 100.000—1.000.000.000 г/см³, что почти в миллион раз выше плотности обычных звёзд главной последовательности. По численности белые карлики составляют по разным оценкам 3—10 % звёздного населения нашей Галактики.
«Новые звёзды», в астрономической литературе обычно просто «Новые» (англ. Nova (ед. число), Novae (мн. число)) — звёзды, светимость которых внезапно увеличивается в ~1000—1.000.000 раз (в среднем увеличение светимости в ~10.000, блеска ~12 звёздных величин).
Сверхновые звёзды — звёзды, заканчивающие свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе. Термином «сверхновые» были названы звёзды, которые вспыхивали гораздо (на порядки) сильнее так называемых «новых звёзд». На самом деле, ни те, ни другие физически новыми не являются, всегда вспыхивают уже существующие звёзды. Но в нескольких исторических случаях вспыхивали те звёзды, которые ранее были на небе практически или полностью не видны, что и создавало эффект появления новой звезды. Тип сверхновой определяется по наличию в спектре вспышки линий водорода. Если он есть, значит сверхновая II типа, если нет — то I типа.
Двойная звезда, или двойная система — две гравитационно связанные звезды, обращающиеся по замкнутым орбитам вокруг общего центра масс. C помощью двойных звёзд, существует возможность узнать массы звёзд и построить различные зависимости. А не зная зависимости масса — радиус, масса — светимость и масса — спектральный класс, практически ничего невозможно сказать ни о внутреннем строении звёзд, ни об их эволюции. Но двойные звезды не изучались бы столь серьёзно, если бы все их значение сводилось к информации о массе. Несмотря на многократные попытки поиска одиночных чёрных дыр, все кандидаты в черные дыры находятся в двойных системах. Звёзды Вольфа — Райе были изучены именно благодаря двойным звёздам. Также существуют оптические двойные звёзды. На самом деле обе составляющих могут находиться на гигантских расстояниях друг от друга, но с Земли, в силу законов перспективы, они видятся как одна система. Помимо двойных звёзд существуют кратные системы, в которые входит три и более звёзд.
Планетарная туманность — астрономический объект, состоящий из ионизированной газовой оболочки и центральной звезды, белого карлика. Планетарные туманности образуются при сбросе внешних слоёв (оболочек) красных гигантов и сверхгигантов с массой 2,5—8 солнечных на завершающей стадии их эволюции. Планетарная туманность — быстропротекающее (по астрономическим меркам) явление, длящееся всего несколько десятков тысяч лет, при продолжительности жизни звезды-предка в несколько миллиардов лет. В настоящее время в нашей галактике известно около 1500 планетарных туманностей.
Чёрная дыра — область в пространстве-времени, гравитационное притяжение которой настолько велико, что покинуть её не могут даже объекты, движущиеся со скоростью света. Граница этой области называется горизонтом событий, а её характерный размер — гравитационным радиусом.
Галактика Млечный Путь, называемая также просто Галактика (с заглавной буквы), — гигантская звёздная система, в которой находится Солнечная система, все видимые невооружённым глазом отдельные звёзды, а также огромное количество звёзд, сливающихся вместе и наблюдаемых в виде млечного пути. Млечный Путь — одна из многочисленных галактик Вселенной. Является спиральной галактикой с перемычкой типа SBbc по классификации Хаббла, и вместе с галактикой Андромеды (M31) и галактикой Треугольника (М33), а также несколькими меньшими галактиками-спутниками образует Местную группу, которая, в свою очередь, входит в Сверхскопление Девы.
Сообщения : 299 Репутация : 0 Дата регистрации : 2010-11-19
Важной характеристикой звезды является её цвет. Рассматривая звезды даже невооруженным глазом, можно заметить, что не все они одинаковы. Цвет, прежде всего, является хорошим индикатором температуры наружных слоев звезды, он зависит от температуры звездной поверхности. Красные звезды спектральных классов К и М - самые холодные, их температура составляет примерно (2000-3000 °С). Желтые, звезды, как наше Солнце (спектральный класс которого G2), имеют среднюю температуру (5000-6000 °С). Самые горячие звезды спектральных классов О и В - белые и голубые звезды, их температура составляет (50000-60000) °С и выше. В астрофизике имеется тщательно разработанная и вполне объективная система цветов. Она основана на сравнении наблюдений звезд, полученных через различные эталонные светофильтры. Количественно цвет звезд характеризуется разностью двух величин, полученных через два фильтра, один из которых пропускает преимущественно синие лучи ("В"), а другой имеет кривую спектральной чувствительности, сходную с человеческим глазом("V"). Техника измерений цвета звезд настолько высока, что по измеренному значению B-V можно определить спектр звезды с точностью до подкласса. Для слабых звезд анализ цветов - единственная возможность их спектральной классификации.
Сообщения : 299 Репутация : 0 Дата регистрации : 2010-11-19
Звёздная величина
Глядя на звездное небо, можно заметить, что звезды различны по своей яркости или по своему видимому блеску. Наиболее яркие звезды называют звездами 1-й звездной величины; те из звезд, которые по своему блеску в 2,5 раза слабее звезд 1-й величины, имеют 2-ю звездной величину. К звездам 3-й звездной величины относят те из них. которые слабее звезд 2-й величины в 2,5 раза, и т.д. Самые слабые из звезд, доступных невооруженному глазу, причисляют к звездам 6-й звездной величины. Нужно помнить, что название «звездная величина» указывает не на размеры звезд, а только на их видимый блеск. Всего на небе наблюдается 20 наиболее ярких звезд, о которых обычно говорят, что это звезды первой величины. Но это не значит, что они имеют одинаковую яркость. На самом деле одни из них несколько ярче 1-ой величины, другие несколько слабее и только одна из них - звезда в точности 1-й величины. Такое же положение и со звездами 2-й, 3-й и последующих величин. Поэтому для более точного обозначения яркости той или иной звезды используют дробные величины. Так, например, те звезды, которые по своей яркости находятся посредине между звездами 1-й и 2-й звездных величин, считают принадлежащими к 1,5-й звездной величине. Есть звезды, имеющие звездные величины 1,6; 2,3; 3,4; 5,5 и т.д. На небе видно несколько особенно ярких звезд, которые по своему блеску превышают блеск звезд 1-й звездной величины. Для этих звезд ввели нулевую и отрицательные звездные величины. Так, например, самая яркая звезда северного полушария неба - Вега - имеет блеск 0,03 (0,04) звездной величины, а ярчайшая звезда - Сириус - имеет блеск минус 1,47 (1,46) звездной величины, в южном полушарии ярчайшей звездой является Канопус (Канопус расположен в созвездии Киль. Видимый блеск звезды минус 0,72, Канопус обладает наибольшей светимостью среди всех звёзд в радиусе 700 световых лет от Солнца. Для сравнения, Сириус всего лишь в 22 раза ярче, чем наше Солнце, но он намного ближе к нам, чем Канопус. Для очень многих звезд среди ближайших соседей Солнца Канопус является самой яркой звездой на их небосклоне.).
ЗВЁЗДНАЯ ВЕЛИЧИНА И КОЛИЧЕСТВО ВИДИМЫХ ЗВЕЗД Возьмите обыкновенный бинокль и посмотрите в него на какой-нибудь участок звездного неба. Вы увидите много слабо светящихся звездочек, не видимых невооруженным глазом, потому что объектив (стекло, собирающее свет, в бинокле или телескопе) больше, чем зрачок человеческого глаза, и в него попадает больше света. В обычный театральный бинокль легко видны звезды до 7-й звездной величины, а в призменный полевой бинокль - звезды до 9-й звездной величины. В телескопы же видно множество еще более слабосветящихся звезд. Так, например, в сравнительно небольшой телескоп (с поперечником объектива 80 мм) видны звезды до 12-й звездной величины. В более мощные современные телескопы можно наблюдать звезды до 18-й звездной величины. На фотографиях, снятых при помощи крупнейших телескопов, можно увидеть звезды до 23-й звездной величины. Они в 6 млн. раз слабее по блеску самых слабосветящихся звезд, которые мы видим невооруженным глазом. И если на небе невооруженному глазу доступно всего лишь около 6000 звезд, то в самые мощные современные телескопы можно наблюдать миллиарды звезд.
