Заглавная страница Избранные статьи Случайная статья Познавательные статьи Новые добавления Обратная связь КАТЕГОРИИ: АрхеологияБиология Генетика География Информатика История Логика Маркетинг Математика Менеджмент Механика Педагогика Религия Социология Технологии Физика Философия Финансы Химия Экология ТОП 10 на сайте Приготовление дезинфицирующих растворов различной концентрацииТехника нижней прямой подачи мяча. Франко-прусская война (причины и последствия) Организация работы процедурного кабинета Смысловое и механическое запоминание, их место и роль в усвоении знаний Коммуникативные барьеры и пути их преодоления Обработка изделий медицинского назначения многократного применения Образцы текста публицистического стиля Четыре типа изменения баланса Задачи с ответами для Всероссийской олимпиады по праву Мы поможем в написании ваших работ! ЗНАЕТЕ ЛИ ВЫ?
Влияние общества на человека
Приготовление дезинфицирующих растворов различной концентрации Практические работы по географии для 6 класса Организация работы процедурного кабинета Изменения в неживой природе осенью Уборка процедурного кабинета Сольфеджио. Все правила по сольфеджио Балочные системы. Определение реакций опор и моментов защемления |
Диаграмма Герцшпрунга – Рассела. Светимости, радиусы, эффективные температуры звёзд. Зависимость масса – светимость. Пределы изменения основных параметров звёзд.
Диаграмма Герцшпрунга – Рассела • В 1910 году датский астроном Герцшпрунг (Ejnar Hertzsprung) и независимо от него американский астрофизик Рассел (Henry Norris Russell) установили существование зависимости между видом спектра (т.е. температурой) и светимостью звезд. • Эта зависимость иллюстрируется графиком, по одной оси которого откладывается спектральный класс, а по другой — абсолютная звёздная величина. Такой график называется диаграммой спектр – светимость или диаграммой Герцшпрунга – Рассела. • Вместо абсолютной звёздной величины можно откладывать светимость (обычно в логарифмической шкале), а вместо спектральных классов — показатели цвета (B – V = mB – mV, B = blue, 453 нм, V = visual, 555 нм) или непосредственно эффективную температуру. • Положение каждой звезды в той или иной точке диаграммы определяется её физической природой и стадией эволюции. • Поэтому на диаграмме Герцшпрунга – Рассела как бы запечатлена вся история рассматриваемой совокупности звёзд. В этом огромное значение диаграммы спектр – светимость, анализ которой является одним из важнейших методов звёздной астрономии, т.к. позволяет выделить различные группы звёзд, объединенные общими физическими свойствами, и установить зависимость между некоторыми их физическими характеристиками, а также помогает в решении ряда других проблем (например, в исследовании химического состава и эволюции звезд). • Наиболее богатую звёздами диагональ, идущую слева вниз направо, называют главной последовательностью. Вдоль неё расположены звёзды, начиная от самых горячих (в верхней части) до наиболее холодных (в нижней). • В верхней части диаграммы находятся звёзды, обладающие наибольшей светимостью (гиганты и сверхгиганты). Звёзды в нижней половине диаграммы обладают низкой светимостью и называются карликами. • В левой части диаграммы располагаются горячие звёзды более ранних спектральных классов, а в правой — более холодные звёзды, соответствующие поздним спектральным классам.__ • В целом звёзды распределяются на диаграмме Герцшпрунга – Рассела весьма неравномерно, что соответствует существованию определённой зависимости между светимостями и температурами всех звёзд. • Наиболее чётко это выражено для звёзд главной последовательности. Однако внимательное изучение диаграммы позволяет выделить на ней ряд других последовательностей, правда, обладающих значительно большей дисперсией, чем главная.
• Эти последовательности говорят о наличии у некоторых определённых групп звёзд индивидуальной зависимости светимости от температуры. Такие последовательности называются классами светимости и обозначаются римскими цифрами от I до VII, проставленными после наименования спектрального класса. • Т.о., полная классификация звезд оказывается зависящей от двух параметров, один из которых характеризует спектр (температуру), а другой — светимость. Эта принятая в настоящее время классификация звёзд называется МК (Моргана – Кинана). • Таким образом, если гарвардская классификация определяет абсциссу диаграммы Герцшпрунга – Рассела, то йеркская — положение звезды на этой диаграмме. • Дополнительным преимуществом йеркской классификации является возможность по виду спектра звезды оценить её светимость и, соответственно, по видимой величине — расстояние (метод спектрального параллакса). • Солнце, будучи жёлтым карликом, имеет йеркский спектральный класс G2V. Светимости, радиусы, эффективные температуры звёзд • Определив освещённость, видимую звёздную величину и годичный параллакс, можно вычислить светимость звезды. • По спектру (с использованием диаграммы Герцшпрунга – Рассела) определяется эффективная температура звезды. • Определить радиусы звёзд прямыми наблюдениями, как правило, проблематично. Поэтому размеры звёзд определяют косвенным путём, если известны её болометрическая светимость Lbol и эффективная температура Teff. Согласно определению Lbol и закону Стефана – Больцмана: Lbol = 4π R 2σ Teff 4. • Аналогичное выражение можно записать и для Солнца, а затем, после деления двух равенств и логарифмирования дроби получить окончательное выражение (где радиус и светимость звезды выражены в солнечных единицах L Ÿ = 1 и R Ÿ = 1):
Зависимость масса – светимость • Напрямую определить массу одиночной звезды не представляется возможным. • В некоторых случаях с помощью закона Кеплера удается определить массы компонентов двойных систем. По этому сравнительно небольшому числу звёзд обнаружена важная эмпирическая зависимость между массой и болометрической светимостью для звёзд главной последовательности.
• Прямая (штриховая линия) на рисунке изображает эмпирическую зависимость масса – светимость Lbol = M 3,9. • Сплошная линия – теоретически рассчитанная зависимость масса – светимость. Пределы изменения основных параметров звёзд • Подавляющее большинство звёзд на диаграмме Герцшпрунга – Рассела расположено на главной последовательности, гигантов меньше примерно в 10 000 раз, а сверхгигантов меньше, чем гигантов, ещё в 1 000 раз. Каждая из этих групп звёзд характеризуется определённой зависимостью масса – светимость. Однако наиболее достоверными являются данные для главной последовательности, относительная многочисленность объектов которой связана с наибольшей продолжительностью соответствующей фазы эволюции. • Из соотношения масса – светимость для звёзд следует, что диапазон их светимостей значительно превышает пределы возможных значений масс: 0,1 М Ÿ ≤ М ≤ 100 М Ÿ, 10–6 L Ÿ ≤ L ≤ 106 L Ÿ. • Стационарных звёзд с массами М ≥ 100 М Ÿ не наблюдается. В среднем массы звёзд близки к массе Солнца. Светимости звёзд при этом изменяются в очень широких пределах. • Радиусы гигантов и сверхгигантов в сотни и тысячи раз превышают солнечный. Поскольку массы звёзд отличаются мало, это означает, что средние плотности звёзд могут быть в миллиарды раз меньше, чем у Солнца. Соответствующую плотность (10–9 г/см3) имеет земная атмосфера на высоте около 100 км. • Наибольшей средней плотностью должны обладать звёзды малых размеров (белые карлики и нейтронные звёзды), радиусы которых составляют тысячи и десятки км, а средние плотности 108 и 1014 г/см3. Т.о., несмотря на близкие значения масс, по средней плотности звёзды различаются в 1022 – 1023 раз. • Вольф 457 – один из самых маленьких по диаметру белых карликов. Диаметр примерно в 500 раз меньше солнечного и в 5 раз меньше земного. Звезда в миллиард раз плотнее Солнца и в полтора миллиарда раз плотнее воды. Спичечный коробок её вещества весил бы на Земле 40 тысяч тонн.
|
||||||
Последнее изменение этой страницы: 2016-06-29; просмотров: 784; Нарушение авторского права страницы; Мы поможем в написании вашей работы! infopedia.su Все материалы представленные на сайте исключительно с целью ознакомления читателями и не преследуют коммерческих целей или нарушение авторских прав. Обратная связь - 3.144.45.136 (0.007 с.) |