Спектральный класс нашего солнца

Какой звездой является Солнце? К какому типу звезд относится наше светило?

Существует множество типов звезд: красные гиганты, белые карлики и т.п. А к какому классу относится наше Солнце?

Чаще всего звезды классифицируют по их положению на так называемой главной последовательности, или диаграмме Герцшпрунга–Рассела. По спектральной классификации Солнце принадлежит к классу G2V (желтый карлик). Признаками, по которым звезду относят к тому или иному классу, являются ее масса и температура поверхности. Если звезда имеет температуру 5000-6000 К (у Солнца она равна 5778 К) и массу в диапазоне 0,8-1,2 масса Солнца, то ее относят к желтым карликам. Другими известными представителями этого класса являются Альфа Центавра А и Тау Кита. Средняя продолжительность жизни желтых карликов составляет 10 млрд лет.

Хотя астрономы и называют Солнце карликом, на самом деле оно превосходит по яркости большую часть звезд в Млечном Пути. Дело в том, что 70-90% звезд в нашей галактике относятся к красным карликам, которые меньше и тусклее Солнца.

Не следует думать, что желтые карлики светят желтым светом. На самом деле и Солнце, и почти все остальные звезды светят белым цветом.

Стоит отметить, что положение звезд на диаграмме Герцшпрунга–Рассела меняется со временем. Примерно через 5 млрд лет Солнце резко вырастет в размерах (но не по массе) и станет красным гигантом. Далее наша звезда потеряет большую часть своей материи и превратится в белого карлика. Можно считать, что на этом эволюция Солнца прекратится, и оно будет медленно остывать.

Также существует классификация звезд по их химическому составу. Солнце считается звездой, относящейся к типу «население I». Это значит, что в его составе очень много тяжелых элементов (металлов). Существуют еще звезды «населения II», металличность которых на порядки ниже. Теоретически могут существовать и звезды «населения III», в которых тяжелых элементов почти нет, однако пока что астрономам не удалось их обнаружить.

Население звезды указывает на время её рождения. Звезды «населения III» возникли самыми первыми, но, вероятно, не дожили до наших дней. Из их материи сформировалось население II, а население I – это уже третье поколение звезд.

Список использованных источников

Источник

Спектральные классы звёзд

Спектральные классы звёзд представляют собой классификацию, согласно спектру ихнего излучения. В первую очередь это подразумевает под собой температуру фотосферы звезды.

На сегодняшний день используется несколько спектральных классификаций звёзд, это:

гарвардская спектральная классификация;
йоркская классификация (МКК);
классы Анджело Секки;
дополнительные спектральные классы.

Гарвардская спектральная классификация

Данная классификация считается основной, так как она самая популярная. Была разработана ещё в 1890-1924 гг. в Гарвардской обсерватории, США. Представляет собой температурную классификацию, основанную на виде и интенсивности линий поглощения у звезды, а также ещё и испускания их спектров.

Внутри основного класса, звёзды могут делиться на свои подклассы, обозначающиеся арабской цифрой, от 0 – это самые горячие и до 9 – то есть самые холодные.

Наше Солнце, согласно основной классификации имеет класс G и подкласс 2, обозначающее температуру фотосферы в 5780 К.

Йоркская классификация (МКК)

С дальнейшим развитием спектроскопии оказалось, что вид спектра звёзд-карликов и звёзд-гигантов зависит от их светимости. Особенно этот факт заметен в светимости некоторых элементов, присутствующих в химическом составе этих же звёзд (стронций Sr, барий Ba, железо Fe и титан Ti). Поэтому была разработана новая, йоркская классификация, уточняющая спектральные классы звёзд-гигантов и карликов.

Согласно этой классификации, звезде нужно приписывать до гарвардского спектрального класса ещё и её же класс светимости:

Ia+ или же 0 – значит, что это гипергиганты;
I, Ia, Iab, Ib – обозначает, что такие звёзды — сверхгиганты;
II, IIa, IIb – гиганты с большой яркостью;
III, IIIa, IIIab, IIIb – это гиганты;
IV – ветвь субгигантов;
V, Va, Vb – звёзды находящиеся на главной последовательности (карлики);
VI – субкарлики;
VII – белые карлики.

Вышеописанная система определяет положение звёзд на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, в то время как гарвардская – только её абсциссу.

Наше Солнце, согласно йоркской классификации, имеет спектральный класс G2V.

Классы Анджело Секки

Классификация Анджело Секки – это одна из первых разработанных классификаций, определяющая спектральные классы звёзд. Разработана она в 1860-1870 гг., и позже дополнена и немного изменена.

Согласно этой системе, все звёзды подразделяются на 5 классов:

I – голубые и белые звёзды, обладающие широкими линиями поглощения водорода;
II – оранжевые и желтые звёзды, с отчётливыми линиями металлов, но слабыми линиями водорода;
III – красные и оранжевые звёзды, современный М класс;
IV – красные звёзды, характерными сильными линиями углерода, ещё называемые углеродными звёздами;
V – звёзды, имеющие эмиссионные линии азота, гелия и углерода и планетарные туманности;
подтип Ориона – это те же звёзды I класса, только они имеют узкие линии в спектре, вместо широких.

Выше было приведено не полное описание классов Анджело Секки, так как они уже не используются.

Дополнительная спектральная классификация

Для некоторых видов звёзд также выделяют ещё и дополнительные спектральные классы, такие как:

W – для звёзд Вольфа-Райе;
L – коричневые карлики или иные звёзды, с температурой от 1500 К до 2000 К, с различными соединениями металлов в звёздной атмосфере;
Т – метановые коричневые карлики, с небольшими температурами в 700-1500 К;
Y – коричневые карлики (предположительно метано-аммиачные) с низкими температурами, до 700 К;
С – углеродные звёзды-гиганты;
S – звёзды с повышенным содержанием циркония;
D – белые карлики;
Q – новые звёзды;
Р – планетарные туманности.

Особенности в спектральном классе

В космосе встречаются звёзды, обладающие некоторыми особенностями в своих спектрах, не указанные в стандартных классификациях. Поэтому до обозначения этих светил добавляются свои префиксы и постфиксы.

Но не будем «углубляться в дебри», и закончим разбирать спектральные классы звёзд. Но всё же, если сильно интересно, можете посмотреть эти добавочные индексы ниже.

Если Вам понравилась статья, поделитесь ней

Источник

Астрономия

Спектральная классификация и главная последовательность звёзд

План урока:

Что такое спектральный класс

Спектральный класс – это классификация звезд, во время которой светила делят на группы с учетом температуры их фотосферы. Различие в звездных спектрах можно объяснить тем, что их атмосфера обладает разными физическими свойствами. Кроме температурных показателей в расчет берется давление. Так же на вид спектрального класса звезды влияет ее магнитное поле, электрические поля между атомами, химический состав, вращение.

В домашних условиях получить спектр не так уж и сложно. Для этого свет, который исходит от объекта, направляют в узкое отверстие, в конце которого установлена призма. В призме свет преломляется и направляется на экран или пленку. Картинка, которую видит наблюдатель, представлена в виде цветовых оттенков. Они плавно меняются от фиолетового до красного. Если в спектре нет линий черного цвета, его принято называть непрерывным. Такая картина будет наблюдаться, если свет исходит от твердого или жидкого тела. Например, лампы накаливания.

Прибор, который используется для получения и визуального исследования спектра, называется спектроскопом. Если цвет спектра регистрируется на фотопластинке, то прибор именуют спектрографом. Во время наблюдения за солнечным диском на небосводе, немецкий ученый Йозеф Фраунгофер установил, что в его непрерывном спектре присутствуют тоненькие линии черного цвета. Немного позже Густав Кирхгоф выяснил, что абсолютно любой газ в разреженном состоянии способен поглощать свет с такой длиной волн, которые излучает сам. Благодаря этому открытию и физическим законам специалисты определили химический состав солнечной атмосферы, а линии черного цвета были названы линиями поглощения.

Источник

На сегодняшний день существуют приборы, которые способны измерить спектр звезд практически во всех диапазонах, кроме оптического. Для этого достаточно менять фильтры и окуляры.

Классы Анджело Секки

В 60-70 годах XIX века Анджело Секки изучал небесные светила, в ходе чего создал самую первую спектральную классификация звезд. В 1866 г в первых трех классах он расположил объекты по мере убывания температурных показателей поверхности, что проявлялось в изменении цвета спектра. Спустя два года ученый выделили еще одну группу, куда вошли углеродные звезды.

Спектральные классы, выделенные Анджело Секки, применялись практически до конца 1900 года, после чего им на смену пришла новая классификация – Гарвардская, которая используется и сегодня.

Основная (гарвардская) спектральная классификация звезд

В Гарвардской обсерватории (США) на протяжении нескольких десятков лет были сделаны многочисленные фотографии небесных светил. Анализируя полученные изображения, ученые смогли создать классификацию звездных спектров. Над ней трудились Пикеринг и Кэннон с 1890 по 1924 года. Гарвардская спектральная классификация звезд на сегодняшний день считается основной. Для обозначения спектральных типов используют буквы — О, В, A, F, G, К и М. На момент разработки классификации специалисты еще не знали, как связаны спектр и температурные показатели, поэтому первоначально порядок спектральных классов совпадал с расположением букв в алфавите.

Каждый класс из основной спектральной классификации звезд делится на подклассы. Их принято обозначать от 0 до 9, где 0 – это самые горячие светила, а 9 – самые холодные. В последовательности спектральных классов наблюдается непрерывное падение температуры. Большая часть небесных светил относится к последовательности от О до М. Ее особенность в непрерывности, а звездные характеристики здесь постепенно меняются при переходе от одного класса к другому.

Цвет поверхности звезды говорит об ее температуре, благодаря чему светило относят к тому или иному спектральному классу. Например, звезды с самыми высокими температурами светятся голубым цветом и относятся к классам О и В. Спектральные класс нашего Солнца G2, его цвет – желтый. А вот самые холодные звезды светятся красным, их относят к классам К и М.

Источник

Есть еще дополнительные классы L и T. Их применяют для обозначения коричневых карликов с разными температурными показателями. Но эти объекты настолько малы (примерно 0,1 солнечных масс), что наблюдать их в большинстве случаев невозможно. Они практически ничего не излучают в видимом диапазоне.

Йеркская классификация с учетом светимости

В основе гарвардской спектральной классификации звезд лежат температурные показатели фотосферы светила. Исходя из этого, к одному классу могут относиться тела с одинаковой температурой, но с разной светимостью. Чтобы упорядочить небесные светила более точно, ученые разработали еще одну классификация, но в ее основу уже легли показатели светимости. Она получила название Йеркская спектральная классификация. Классы светимости обозначаются цифрами от 0 до VII, которые ставят после спектрального класса звезды. Светимость Солнца обозначается V, поэтому в таблице классификации (спектр-светимость) его записывают G2V. У некоторых звезд основной класс может добавляться подклассом:

Например, спектральный класс и класс светимости Полярной звезды – F7 Ib.

Источник

Главная последовательность звезд

К 20 веку астрономы, изучая космическое пространство, все больше получали информации о звездах. К этому времени было известно достаточно много о типах этих объектов, их светимости, расстоянии, температуре. Созревала необходимость упорядочить классификацию звезд, которые наблюдаются во Вселенной. Это успешно сделали двое ученых, проживающих на разных континентах. Датский астроном Эйнар Герцшпрунг и американский ученый Генри Рассел в разное время создали одно и тоже, даже не зная об этом. Это была диаграмма, которую сегодня в честь обеих ученых называют диаграммой Герцшпрунга—Рассела (ГР). Диаграмма ГР представляет собой график. Его вертикальная ось указывает на светимость, а горизонтальная – на температуру поверхности звезды.

Источник

Чем выше была температура, тем звезда находилась левее. Расположение на диаграмме объекта не было случайным. Учитывая соотношение спектра и светимости, звезды были поделены на три последовательности. С левого верхнего угла до нижнего правого расположились звезды главной последовательности. Практически все светила оказываются на этой линии после того, как полностью сформируются. Исключение – субкарлики. С одной стороны, они похожи на звезды главной последовательности, так как выделяют энергию в результате горения водорода, но с другой – их светимость гораздо меньше. В их составе незначительное количество тяжелых элементов, соответственно они имеют небольшой размер.

Главная последовательность имеет достаточно большое количество густо расположенных объектов. Здесь звезда находится примерно 90% времени всей своей жизни. В середине этой линии расположилось и Солнце.

Абсолютно все представители главной последовательности обладают горячим ядром с высокой плотностью. В нем в ходе термоядерных реакций происходит сгорание водорода и его превращение в гелий. После того как процесс горения водорода прекращается, пребывание звезды на этой линии тоже заканчивается.

На втором месте после главной последовательности идут красные гиганты и сверхгиганты. Это яркие светила с достаточно большой массой и светимостью. Расположены они в верхней правой части диаграммы. Их температура варьируется от 3000 до 5000 0 С. Красные гиганты и сверхгиганты – это то, во что превращаются светила после главной последовательности, то есть ближе к концу своей жизни.

Слева внизу на диаграмме находятся белые карлики.Их диаметр небольшой, но температура высокая. Белые карлики лишены всех источников энергии, они постепенно остывают и становятся темными и невидимыми.

В 2018 году открыли самую далекую звезду главной последовательности – Икар. От Земного шара она отдалена на 9 млрд. световых лет.

Звезды до главной последовательности

Сюда относят тип самых молодых светил, которые уже можно разглядеть в оптический телескоп. В звездах до главной последовательности могут происходить термоядерные реакции, но их сила настолько мала, что выделяемой энергии не хватает, чтобы компенсировать затраты энергии на свечение. Сжатие и нагрев светил происходит благодаря собственным силам гравитации, что и является их главной отличительной чертой от звезд главной последовательности.

Высокая светимость звезд объясняется их большими размерами и низкими температурами. На диаграмме Герцшпрунга — Рассела они находятся в верхней правой части. Постепенно температура светил повышается, а размеры уменьшаются и тогда звезда перемещается вниз и влево по диаграмме, чтобы перейти в стадию звезд главной последовательности. Одним из примера таких объектов являются светила типа Т Тельца. У самых холодных звезд до главной последовательности температура составляет всего 650 Кельвинов (К).

В некоторой терминологии к звездам до главной последовательности относят протозвезды на завершающей стадии формирования.

Жизненный путь звезды очень интересен и таинственен. Несмотря на многочисленные знания, у ученых все еще остается множество вопросов. В современном мире разрабатываются новые методики, усовершенствуются аппараты и приборы, которые в дальнейшем позволят не только подтвердить или обновить, имеющуюся информацию, но и, возможно, открыть еще не изведанные тела в космическом пространстве.

Источник