Главная В избранное Контакты News О проекте Планы сайта Карта
счетчик сайта
Размер шрифта:

Кратко:

Коричневые карлики

Коричневые карлики ещё холоднее красных звёзд. Эти объекты довольно сильно разогреваются силами гравитационного сжатия и излучают много тепла (инфракрасное излучение), а светятся едва-едва. Но ядерные реакции в коричневых карликах не начинаются. В конце концов, гравитационное сжатие останавливается давлением газа изнутри, перестают выделяться новые порции энергии, и коричневые карлики за сравнительно небольшие сроки остывают. Одним из последних открытым коричневым карликом является карлик в созвездии Гидры, его блеск составляет лишь 22,3, хотя он удален от Солнца всего на 33 световых года. Уникальность этого ближайшего коричневого карлика состоит в том, что все ранее открытые подобные объекты входили в двойные системы, а этот - одиночный. Замечен он только благодаря своей близости к Земле. Планета Юпитер, самая большая в Солнечной системе, в 80 раз легче самой маломассивной звезды и лишь в 8-10 раз легче коричневых карликов. Если бы Юпитер был больше, возможно, в его недрах начались бы ядерные реакции, и он наряду с Солнцем способствовал бы появлению системы двойных звёзд.

    

    

Звёзды

Дополнительные спектральные классы звёзд.


© Знания-сила

Кроме основных классов существуют дополнительные, являющиеся ответвлениями от классов G и К и представляющие собой звёзды с аномальным химическим составом, отличающимся от химического состава большинства других звёзд, а также недавно открытые коричневые карлики и звёзды 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.
S — циркониевые звёзды. Ответвление происходит от класса К и содержит «циркониевые» звёзды. Звёзды этого класса отличаются от звезд класса М тем, что вместо полос окиси титана TiO присутствуют полосы окиси циркония (ZrO).
D — белые карлики.

Спектр звёзд в первом приближении похож на спектр излучающего "чёрного" тела с некоторой температурой Т. Эти температуры плавно меняются от 40-60 тысяч градусов у звёзд спектрального класса О до 3-х-2-х тысяч градусов у звёзд спектрального класса М.

Класс

Температура

Истинный цвет

Видимый цвет

Масса
(в массах Солнца)

Радиус
(в радиусах Солнца)

Светимость

Линии водорода

% из звёзд главной последовательности

O 30,000–60,000 Kголубой голубой60 M15 R 1,400,000 L слабые~0.00003%
B 10,000–30,000 Kбело-голубой бело-голубой и белый18 M 7 R20,000 Lсредне0.13%
A 7,500–10,000 Kбелый белый 3.1 M2.1 R80 L сильны0.6%
F 6,000–7,500 Kжёлто-белый белый 1.7 M1.3 R6 L средне3%
G 5,000–6,000 Kжёлтый жёлтый1.1 M1.1 R 1.2 Lслабы8%
K 3,500–5,000 Kоранжевый желтовато-оранжевый0.8 M 0.9 R0.4 Lочень слабы13%
M 2,000–3,500 Kкрасный оранжево-красный0.3 M 0.4 R0.04 Lочень слабы >78%

Характерной особенностью звёздных спектров является наличие у них огромного количества линий поглощения, принадлежащих различным химическим элементам. Тонкий анализ этих линий позволил получить особенно ценную информацию о природе наружных слоёв звёзд. Химический состав наружных слоёв звёзд, откуда к нам "непосредственно" приходит их излучение, характеризуется полным преобладанием водорода. На втором месте находится гелий, а обилие остальных элементов достаточно невелико. Приблизительно на каждые десять тысяч атомов водорода приходиться тысячи атомов гелия, около 10 атомов кислорода, немного меньше углерода и азота и всего лишь один атом железа. Наличие остальных элементов совершенно ничтожно. Без преувеличения можно сказать, что наружные слои звёзд - это гигантские водородно-гелиевые плазмы с небольшой примесью более тяжелых элементов.

Цвет звёзд

Цвет звёзд

Важной характеристикой звезды является её цвет. Рассматривая звёзды 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 звёзды спектральных классов К и М - самые холодные, их температура составляет примерно (2000-3000 °С). Желтые, звёзды, как наше Солнце (спектральный класс которого G2), имеют среднюю температуру (5000-6000 °С). Самые горячие звёзды спектральных классов О и В - белые и голубые звёзды, их температура составляет (50000-60000) °С и выше.

В астрофизике имеется тщательно разработанная и вполне объективная система цветов. Она основана на сравнении наблюдений звёзд, полученных через различные эталонные светофильтры. Количественно цвет звёзд 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 звёзд настолько высока, что по измеренному значению B-V можно определить спектр звезды с точностью до подкласса. Для слабых звёзд анализ цветов - единственная возможность их спектральной классификации.

>>>Читайте дальше: Рождение звёзд. Компьютерная модель рождения звёзд.

Звезды. Парадокс ОльберсаЗвездная величинаСпектральный анализОсновные спектральные классыДополнительные спектральные классы. Цвет звезд.Компьютерная модель рождения звездРождение звезд в природеЭволюция протозвездыДиаграмма Герцшпрунга-РесселаВозникновение химических элементов

 
 
Главная В закладки Контакты Новости О проекте Планы сайта

open
© KV


 


 

В 1890 г. Гарвардская астрономическая обсерватория выпустила большой каталог звёздных спектров, содержавший 10350 звёзд до 8-й звёздной величины и до 25° южного склонения. Он был посвящён памяти Генри Дрэпера (1837-1882), американского любителя астрономии (по специальности врача), пионера широкого применения фотографии в астрономии. В 1872 г. он получил первую фотографию спектра звезды (спектрограмму), а в дальнейшем - спектры ярких звёзд, Луны, планет, комет и туманностей. После выхода первого тома каталога к нему не раз издавались дополнения. Общее число изученных спектров звёзд достигло 350 тыс.

Закрыть урок