Загальна астрономія. Колір зірок і головна послідовність
Всю інформацію про зірок можна отримати тільки на основі дослідження приходить від них випромінювання. Спостерігаючи зірки, можна помітити, що вони мають різний колір. Добре відомо, що колір будь-якого нагрітого тіла, зокрема зірки, залежить від його температури. Більш повне уявлення про цю залежності дає вивчення зоряних спектрів. Для більшості зірок це спектри поглинання, в яких на фоні безперервного спектру спостерігаються темні лінії. Температуру зовнішніх шарів зірки, від яких приходить випромінювання, визначають за розподілом енергії в безперервному спектрі. Довжина хвилі, на яку припадає максимум випромінювання, залежить від температури випромінюючого тіла. У міру збільшення температури положення максимуму зміщується від червоного до фіолетового кінця спектра. Кількісно ця залежність виражається законом Вина:
Lmax = 0,29 / T, де L mах - довжина хвилі (в см), на яку припадає максимум випромінювання, а Т- абсолютна температура.
Як виявилося, ця температура для різних типів зірок укладена в межах від 2500 до 50 000 К. Зміна температури змінює стан атомів і молекул в атмосферах зірок, що відбивається в їх спектрах. З характерних особливостей спектрів зірки розділені на спектральні класи, які позначені латинськими буквами і розташовані в порядку, відповідному зменшенням температури: О, В, A, F, G, К, М. У найбільш холодних (червоних) зірок класу М в спектрах спостерігаються лініїпоглинання деяких двоатомних молекул (наприклад, оксидів титану, цирконію і вуглецю). Прикладами зірок, температура яких близько 3000 К, є Антарес і Бетельгейзе.
У спектрах жовтих зірок класу G з температурою близько 6000 К, до яких відноситься і Сонце, переважають лінії металів: заліза, натрію, кальцію і т. Д.
За температурі, спектру і кольором схожа з Сонцем зірка Капела. Для спектрів білих зірок класу А, які мають температуру близько 10 000 К (Вега, Денеб і Сіріус), найбільш характерні лінії водню і безліч слабких ліній іонізованих металів.
В спектрах найбільш гарячих зірок з'являються лінії нейтрального та іонізованого гелію. Відмінності зоряних спектрів пояснюються аж ніяк не різноманітністю їх хімічного складу, а відмінністю температури та інших фізичних умов в атмосферах зірок. Вивчення спектрів показує, що переважають в складі зоряних атмосфер (і зірок в цілому) водень і гелій. На частку всіх інших хімічних елементів припадає не більше кількох відсотків.
Вимірювання положення спектральних ліній дозволяє не тільки отримати інформацію про хімічний склад зірок, але і визначити швидкість їх руху. Якщо джерело випромінювання (зірка або будь-який інший об'єкт) наближається до спостерігача або віддаляється від нього зі швидкістю і, то спостерігач буде реєструвати зміну довжини хвилі випромінювання, що приймається. У разі зменшення відстані між спостерігачем і зіркою довжина хвилі зменшується і відповідна лінія зміщується до синьо-фіолетового кінця спектра. При видаленні зірки довжина хвилі випромінювання збільшується, а лінія зміщується в червону його частина. Це явище отримало назву ефекту Доплера, згідно з яким залежність різниці довжин хвиль від швидкості джерела по променю зору v і швидкості світла з виражається наступною формулою:
де L0 - довжина хвилі спектральної лінії для нерухомого джерела, а L - довжина хвилі в спектрі рушійної джерела. Ефект Доплера спостерігається в оптичній і інших областях спектра і широко використовується в астрономії.
Отримані дані про світності і спектрах зірок вже на початку XX ст. були зіставлені двома астрономами - Ейнар Герцшпрунга (Голландія) і Генрі Ресселла (США) - і представлені у вигляді діаграми, яка отримала назву «діаграма ГерцшпрунганРесселла». Якщо по горизонтальній осі відкладені спектральні класи (температура) зірок, а по вертикальній - їх світності (абсолютні зоряні величини), то кожній зірці буде відповідати певна точка на цій діаграмі. В результаті виявляється певна закономірність в розташуванні зірок на діаграмі - вони не заповнюють всі її поле, а утворюють кілька груп, названих послідовностями. Найбільш численною (приблизно 90% всіх зірок) виявилася головна послідовність, до числа зірок якої належить наше Сонце (його положення зазначено на діаграмі кружечком). Зірки цієї послідовності відрізняються один від одного по світності і температури і взаємозв'язок цих характеристик дотримується вельми строго: найвищу світність мають найбільш гарячі зірки, а в міру зменшення температури світність падає. Червоні зірки малої світності отримали назву червоних карликів. Разом з тим на діаграмі існують і інші послідовності, де подібна закономірність не дотримується. Особливо помітно це серед більш холодних (червоних) зірок: крім зірок, що належать головній послідовності і тому мають малу світимість, на діаграмі представлені зірки високої світності, яка практично не змінюється при зміні їх температури. Такі зірки належать двом послідовностям (гіганти і надгіганти), який отримав ці назви внаслідок своєї світності, яка значно перевершує світність Сонця. Особливе місце на діаграмі займають гарячі зірки малої світності - білі карлики. Лише до кінця XX в. коли обсяг знань про фізичні процеси, що відбуваються в зірках, істотно збільшився і стали зрозумілими шляхи їх еволюції, вдалося знайти теоретичне обгрунтування тим емпіричним закономірностям, які відображає діаграма «спектр - світність».
Головна сторінка розділу