Какому классу звезд соответствует солнце

Спектральная классификация звезд

Спектры звезд – это их паспорта с описанием всех звездных особенностей. Звезды состоят из тех же химических элементов, которые известны на Земле, но в процентном отношении в них преобладают легкие элементы: водород и гелий.

Спектры звезд – это их паспорта с описанием всех звездных особенностей.

По спектру звезды можно узнать ее светимость, расстояние до звезды, температуру, размер, химический состав ее атмосферы, скорость вращения вокруг оси, особенности движения вокруг общего центра тяжести.

Спектральный аппарат, устанавливаемый на телескопе, раскладывает свет звезды по длинам волн в полоску спектра. По спектру можно узнать, какая энергия приходит от звезды на различных длинах волн и оценить очень точно ее температуру. Цвет и спектр звезд связан с их температурой. В холодных звездах с температурой фотосферы 3000 К преобладает излучение в красной области спектра. В спектрах таких звездах много линий металлов и молекул. В горячих голубых звездах с температурой свыше 10000–15000 К большая часть атомов ионизована. Полностью ионизованные атомы не дают спектральных линий, поэтому в спектрах таких звездах линий мало.

На основе многочисленных снимков спектров звезд, полученных в США на Гарвардской обсерватории, в начале XX в. была разработана детальная классификация звездных спектров, которая легла в основу современной спектральной классификации.

В Гарвардской классификации спектральные типы (классы) обозначены буквами латинского алфавита: О, В, A, F, G, К и М. Поскольку в эпоху разработки этой классификации связь между видом спектра и температурой не была еще известна, то после установления соответствующей зависимости пришлось изменить порядок спектральных классов, который первоначально совпадал с алфавитным расположением букв.

Основная (гарвардская) спектральная классификация звёзд

Внутри класса звёзды делятся на подклассы от 0 (самые горячие) до 9 (самые холодные). В классе О подклассы начинаются с О5. Последовательность спектральных классов отражает непрерывное падение температуры звезд по мере перехода к все более поздним спектральным классам.

Подавляющее большинство звезд относится к последовательности от О до М. Эта последовательность непрерывна: характеристики звезд плавно изменяются при переходе от одного класса к другому.

Характерной особенностью звездных спектров также является наличие у них огромного количества линий поглощения, принадлежащих различным элементам. Тонкий анализ этих линий позволил получить особенно ценную информацию о природе наружных слоев звезд. Химический состав наружных слоев звезд, откуда к нам непосредственно приходит их излучение, характеризуется полным преобладанием водорода. На втором месте находится гелий, а количество остальных элементов достаточно невелико. Приблизительно на каждые десять тысяч атомов водорода приходится тысяча атомов гелия, около 10 атомов кислорода, немного меньше углерода и азота и всего лишь один атом железа. Примеси остальных элементов совершенно ничтожны. Без преувеличения можно сказать, что звезды состоят из водорода и гелия с небольшой примесью более тяжелых элементов.

Хорошим индикатором температуры наружных слоев звезды является ее цвет. Горячие звезды спектральных классов О и В имеют голубой цвет; звезды, сходные с нашим Солнцем (спектральный класс которого G2), представляются желтыми, звезды же спектральных классов К и М – красные. В астрофизике имеется тщательно разработанная и вполне объективная система цветов. Она основана на сравнении наблюдаемых звездных величин, полученных через различные строго эталонированные 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 спектральный класс звезды с точностью до подкласса. Для слабых звезд анализ цветов – единственная возможность их спектральной классификации.

Гарвардская спектральная классификация основана на наличии или отсутствии, а также относительной интенсивности определенных спектральных линий. Кроме перечисленных в таблице основных спектральных классов, для относительно холодных звезд имеются еще классы N и R (полосы поглощения молекул углерода C2, циана CN и окиси углерода CO), класс S (полосы окисей титана TiO и циркония ZrO), а также для самых холодных звезд – класс L (полоса гидрида хрома CrH, линии рубидия, цезия, калия и натрия). Для объектов субзвездного типа – «коричневых карликов», промежуточных по массе между звездами и планетами, недавно введен специальный спектральный класс T (полосы поглощения воды, метана и молекулярного водорода).

Спектральные классы О, В, А часто называют горячими или ранними, классы F и G – солнечными, а классы К и М – холодными или поздними спектральными классами.

Так как одному гарвардскому спектральному классу могут соответствовать звёзды с одинаковой температурой фотосферы, но различных классов светимости (то есть отличающимися на порядки светимостями), то с учётом светимости была разработана йеркская спектральная классификация (называемая ещё МКК – по инициалам её авторов У. Моргана, Ф. Кинана и Э. Келмана).

В соответствии с этой классификацией звезде приписывают гарвардский спектральный класс и класс светимости.

Различают следующие классы светимости

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.

Звёзды одинаковых (или близких) классов светимости образуют на диаграмме Герцшпрунга – Рассела последовательности (ветви), например, ветвь красных гигантов или белых карликов.

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела
(в разных представлениях)

Диаграмма была предложена астрономами Эйнаром Герцшпрунгом и Генри Расселом независимо друг от друга примерно в 1910 году.

Используя диаграмму, астрономы способны проследить жизненный цикл звезд, от молодых горячих протозвезд, через основные фазы развития, вплоть до фазы умирающего красного гиганта. Диаграмма также показывает зависимость температуры и цвета звезд от различных этапов их жизненного цикла.

На диаграмме Герцшпрунга-Рассела можно увидеть диагональную линию, ведущую с левого верхнего угла вправо вниз. Она известна как Главная Последовательность и большинство звезд проходят именно эти этапы в своем развитии. В целом, когда температура звезды уменьшается, падает и светимость звезды. На диаграмме также можно увидеть ответвление, которое находится выше 100 ед. светимости. Это красные гиганты, которые находятся в конце своего жизненного цикла. Они могут быть одновременно яркими и относительно холодными, поскольку они очень большие. Обычно эта стадия длится несколько миллионов лет.

Наклонные пунктирные линии на нижней диаграмме определяют размеры звезд в радиусах Солнца.

Источник

Какой звездой является наше Солнце

Как вы, наверное, знаете, наше Солнце является самой близкой к нам звездой. Но какая по типу она звезда? По существующей системе классификации, класс нашего светила — желтый карлик. Эта группа, содержит относительно небольшие объекты, содержащие от 80% до 100% массы Солнца. Таким образом, оно находится на более высоком конце этой группы.

Класс Солнца как звезды

Официальное обозначение — класс G2V. Звезды желтые карлики имеют температуру поверхности между 5300 и 6000 К. Они обычно живут в течение 10 и более миллиардов лет. Солнце находится в середине своей жизни, его возраст примерно 4,3-4,6 миллиарда лет, и, скорее всего, оно будет светить еще 7 миллиардов лет.

По прошествии этого времени, оно превратится в красного гиганта, и в конце концов, сожмется в белого карлика.

Солнце принадлежит к так называемой I группе звезд, которые содержат относительно большое количество тяжелых элементов. Первые в истории звезды, содержащие чистый водород и гелий относились к III группе. Они взорвались, распространяя в космосе более тяжелые элементы.

Наше светило содержит металл от предыдущих поколений, которые также взорвались как сверхновые.

К желтым карликам также относятся такие знаменитые объекты как Альфа Центавра, Тау Кита и 51 Пегаса.

Источник

Классификация звёзд. Часть 1 – спектральные классы.

В настоящий момент основной способ изучения свойств далёких звёзд заключается в исследовании приходящего от них электромагнитного излучения, которое при помощи спектральных аппаратов представляется в виде спектра. Он в свою очередь различается в зависимости от характеристик той или иной звезды. По виду спектра и можно установить эти самые характеристики. В данной статье упор будет сделан непосредственно на характеристики, от которых зависит вид спектра. Углубляться в изучение самого спектра (почему спектральные линии конкретных элементов преобладают в тех или иных звёздах, почему ширина у них такая-то и количество такое-то) мы не будем, дабы слишком не уходить в сторону физики.

Собственно основной вопрос – «Чем обусловлен различный вид спектров»? Тут можно выделить три характеристики звезды, которые определяют вид спектра – это химический состав атмосферы, плотность атмосферы и её температура. Тем не менее, наибольшее различие в спектрах звёзд обусловлено именно различной температурой их атмосфер, потому что химический состав большинства звёзд практически одинаков (водород, гелий и очень небольшая доля тяжёлых элементов), соответственно он не оказывает такого влияния на вид спектра, как температура, которая меняется в весьма значительных пределах (от 2500 до 100000 и более кельвинов). Конечно, есть отдельные группы звёзд с некоторыми аномалиями в химическом составе, но они также и имеют свою отдельную классификацию.

Основная современная (или гарвардская, поскольку разработана была в Гарвардской обсерватории) спектральная классификация звёзд – это температурная классификация, также её дополняет классификация по светимости (которая как раз таки и учитывает влияние на вид спектра различных плотностей звёздных атмосфер), но о классах светимости будет рассказано во второй части. А здесь рассмотрим именно основные спектральные классы температурной классификации и вкратце пройдёмся по дополнительным классам.

Основные спектральные классы

Существует 7 основных спектральных классов, которые отражают температуру звёзд: O, B, A, F, G, K, M. Однако такая шкала всё же довольно груба, поэтому для более точного указания температуры эти классы дополняются подклассами от 0(наиболее горячие) до 9(наиболее холодные) и всё идёт в следующей последовательности от более холодных к более горячим: …G2, G1, G0, F9, F8… и т.д., в некоторых случаях подкласс может быть записан десятичной дробью. Классы O, B, A также называют ранними или горячими, F и G – солнечными, а K и М – поздними или холодными.

Класс O

Самые горячие звёзды, с температурой фотосферы (видимой поверхности) более 30000 K, имеют голубой цвет. Эти звёзды редки, поскольку для такой температуры на поверхности звезда должна производить много энергии у себя в ядре, а это возможно только при достаточно большой массе, так что для образования такой звезды нужно много вещества, а оно есть только в очень плотных молекулярных облаках. Собственно звёзды класса O и встречаются в тех местах, где есть массивные газопылевые туманности – это комплексы звёздообразования в созвездии Ориона и Киля, а также туманность Тарантул в Большом Магеллановом Облаке. Примеры звёзд, относящихся к классу O − звёзды из Трапеции Ориона; Дзета Кормы. В виду значительной массы, продолжительность жизни таких звёзд весьма невелика (миллионы, десятки миллионов лет).

Класс B

Менее горячие звёзды, с температурой фотосферы от 10000 до 30000 K, также имеют голубоватый оттенок, но не такой насыщенный. Более распространены в Галактике, несколько из них имеется даже в радиусе 100 световых лет от Солнца (Регул и один из компонентов системы Алголь). Возникают также преимущественно в самых плотных газопылевых облаках, однако изначально при образовании эти звёзды получают меньшую массу, чем звёзды класса O, так что их срок жизни может составлять уже более 100 миллионов лет, и они могут улететь на значительное расстояние от места своего образования. Помимо Регула и главного компонента Алголя, к классу B также относятся самые яркие звёзды из скопления Плеяды; Беллатрикс; Спика; Ригель и др.

Класс A

Звёзды с температурой фотосферы в пределах от 7500 до 10000 K, видимый цвет у них – белый с лёгким голубоватым оттенком. Встречаются они относительно часто. Срок жизни звёзд изначального этого класса составляет порядка миллиарда лет. Примеры: Сириус A; Альтаир; Вега; все звёзды из ковша Большой Медведицы (кроме Дубхе и Алькаида).

Класс F

Звёзды с температурой фотосферы 6000 – 7500 K, видимый цвет – белый, но по результатам фотометрических измерений их настоящий цвет − желтоватый. К этому классу относятся такие звёзды как: Процион А, Поррима, Полярная, Канопус.

Класс G

Звёзды с температурой фотосферы 5000 – 6000 K, визуально практически белые, но настоящий цвет по результатам фотометрических исследований – жёлтый. К этому классу относится Солнце (G2V, что означает – звезда спектрального класса G2 с эффективной температурой 5780 K , находящаяся на главной последовательности (класс светимости V)), а помимо Солнца к этому классу относятся – Альфа Центавра A; Тау Кита; 51 Пегаса (первая звезда с достоверно открытой экзопланетой); Капелла; Дзета Сетки.

Класс K

Звёзды с температурой фотосферы порядка 4000 – 5000 K. Видимый цвет – светло-оранжевый, настоящий цвет – оранжевый. В отличие от звёзд более ранних классов, составляют уже довольно заметную долю в общем звёздном населении Галактики. К этому классу относятся – Альфа Центавра В; Эпсилон Эридана; Арктур; Альдебаран.

Класс M

Самые холодные звёзды, с температурой фотосферы порядка 2500 – 3500 K, визуально имеют насыщенный оранжевый оттенок, по результатам фотометрических исследований считаются звёздами красного цвета. Карликовые звёзды этого класса – самые распространённые во Вселенной, для их образования нужно меньше всего вещества, а в виду небольшой массы, срок жизни таких звёзд невообразимо громадный и составляет десятки, а то может и сотни миллиардов лет, так что по сути все звёзды, изначально образовавшиеся как карлики класса М, до сих пор ещё не исчерпали запасы своего «топлива». По сравнению с их долей в общем звёздном населении, доля звёзд остальных классов невелика и та приходится в основном на класс K. Основное звёздное население в окрестностях Солнца представлено звёздами-карликами спектрального класса М, но в виду очень низкой светимости мы не можем увидеть ни одну из этих звёзд невооружённым глазом, хотя их в действительности очень много. Примеры звёзд этого класса – Проксима Центавра; Звезда Барнарда; Бетельгейзе; Мира А.

Дополнительные спектральные классы

Пройдёмся по дополнительным спектральным классам, которые введены для характеристик отдельных групп звёзд, которые из-за особенностей своего спектра нельзя отнести к одному из вышеперечисленных основных классов.

Классы R и N

Углеродные звёзды. Это звёзды по температуре и цвету схожие со звёздами спектральных классов K и М, но с повышенным содержанием углерода в атмосфере.

Класс S

Циркониевые звёзды, Это звёзды-гиганты схожие по температуре и цвету со звёздами классов K и М, но в их спектре выражены линии оксида циркония.

Класс W

также WR и подклассы WN, WC

Звёзды Вольфа-Райе. Очень редкие звёзды в Галактике. Считается, что звезда Вольфа-Райе − это поздняя стадия эволюции очень массивной звезды. Для них характерна сильнейшая активность, так что такие звёзды бывают часто окружены туманностями. Температура звёзд Вольфа-Райе выше, чем температура звёзд класса O. Рекордное количество этих звёзд найдено в туманности Тарантула в Большом Магеллановом Облаке.

Класс D

и подклассы DA, DW и т.д.

Белые карлики. Белые карлики – ядра уже проэволюционировавших звёзд малой и умеренной массы, отличаются малым размером (порядка размеров небольших планет, вроде Земли) и как следствие – низкой светимостью. Однако при этом у них довольно высокая температура (десятки тысяч градусов) и масса порядка половины солнечной, а иногда и больше солнечной, что указывает на чудовищную среднюю плотность.

Классы L, T, Y

Эти классы используются для обозначения коричневых карликов различной температуры. Коричневые карлики – объекты с массой, промежуточной между массами звёзд (которые начинаются в районе 0,1 массы Солнца) и массами больших планет (верхний предел которой установлен на отметке 13-ти масс Юпитера). Наблюдать такие объекты довольно непросто, поскольку они практически ничего не излучают в видимом диапазоне.

Добавить комментарий Отменить ответ

Добро пожаловать к нам!

Этот сайт посвящен публикации результатов командной работы нескольких любителей астрономии. Мы описываем практическую часть мира космоса, ведем собственные наблюдения и съемки, пишем статьи, создаем свой собственный контент и делимся им с читателями. На нашем сайте вы можете увидеть результаты всех наших работ.

Источник