Спектральный класс солнца астрономия

Спектральные классы звёзд

Спектра́льные кла́ссы — классификация звёзд по спектру излучения, в первую очередь, по температуре фотосферы.

В начальном приближении, сплошной спектр излучения звезды близок к излучению абсолютно чёрного тела с температурой, равной температуре её фотосферы, которую можно оценить по закону смещения Вина, но для удалённых звёзд этот метод неприменим из-за неравномерного поглощения света различных участков спектра межзвёздной средой. Более точным методом является оптическая спектроскопия, позволяющая наблюдать в спектрах звёзд линии поглощения, имеющие различную интенсивность в зависимости от температуры и типа звезды. Для некоторых типов звёзд в спектрах наблюдаются и линии испускания.

Содержание

Классы Анджело Секки

В 1860—1870-х годах пионер звёздной спектроскопии Анджело Секки (итал. Pietro Angelo Secchi ) создал первую классификацию звёздных спектров. В 1866 году он разбил наблюдаемые спектры звёзд на три класса в порядке убывания температуры поверхности звезды и соответствующего изменения цвета [1] [2] [3] . В 1868 году Секки открыл углеродные звёзды, которые выделил в отдельную четвёртую группу [4] . А в 1877 году он добавил пятый класс [5] .

• Класс I — белые и голубые звезды с широкими линиями поглощения водорода в спектре, такие, как Вега и Альтаир; включает в себя современные класс A и начало класса F.
  • Класс I, подтип Ориона — звёзды класса I с узкими линиями в спектре вместо широких полос, такие, как Ригель и γ Ориона; соответствует началу современного класса B.
• Класс II — жёлтые и оранжевые звёзды со слабыми линиями водорода, но с отчётливыми линиями металлов, такие, как Солнце, Арктур и Капелла; включает в себя современные классы G и К, а также конец класса F.
• Класс III — оранжевые и красные звёзды, в спектре которых линии образуют полосы, темнеющие в сторону синего, такие, как Бетельгейзе и Антарес; соответствует современному классу М.
• Класс IV — красные звёзды с сильными полосами и линиями углерода, углеродные звёзды.
• Класс V — звёзды с эмиссионными линиями, такие, как γ Кассиопеи и β Лиры.

Позднее Эдуард Пикеринг изменил определение класса V, разделив его на горячие звёзды с эмиссионные линиями гелия, углерода и азота (звёзды Вольфа — Райе) и планетарные туманности [6] .

Предложенное Секки деление спектров было общепринятым вплоть до конца 1890-х годов, когда постепенно к середине XX века было заменено Гарвардской классификацией, которая описывается ниже [6] [7] .

Основная (гарвардская) спектральная классификация

Современная (гарвардская) спектральная классификация звёзд, разработанная в Гарвардской обсерватории в 1890—1924 годах является температурной классификацией, основанной на виде и относительной интенсивности линий поглощения и испускания спектров звёзд.

* Примечание к таблице: Данные вычислены по количеству звёзд с абсолютной звёздной величиной более +16 в окрестностях Солнца в 10000 пк 3 (радиус 10,77 пк = 35,13 св. л.). Это позволяет воспроизвести приблизительную картину распределения звёзд по спектральным классам, хотя бы для звёзд на расстоянии от Галактического центра до Солнца. (Колонка Доля гигантских содержит Гигантов, Ярких гигантов и Сверхгигантов) [10]

Внутри класса звёзды делятся на подклассы от 0 (самые горячие) до 9 (самые холодные). Солнце имеет спектральный класс G2 и эквивалентную температуру фотосферы 5780 K [11] .

Йеркская классификация с учётом светимости (МКК)

Дополнительным фактором, влияющим на вид спектра, является плотность внешних слоёв звезды, зависящая, в свою очередь от её массы и плотности, то есть, в конечном итоге, от светимости. Особенно сильно зависят от светимости SrII, BaII, FeII, TiII, что приводит к различию в спектрах звёзд-гигантов и карликов одинаковых гарвардских спектральных классов.

Зависимость вида спектра от светимости отражена в более новой йеркской классификации, разработанной в Йеркской обсерватории ( Yerkes Observatory ) У. Морганом, Ф. Кинаном и Э. Келман, называемой также МКК по инициалам её авторов.

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

Дополнительные спектральные классы

Выделяют также дополнительные спектральные классы для некоторых классов небесных тел:

• 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. Ранее относились к классам R и N.
• S — циркониевые звёзды
• D — белые карлики
• Q — новые звёзды
• P — планетарные туманности

Характеристические особенности в классе

У некоторых объектов может наблюдаться дополнительные особенности в спектре. Чтобы указать на эти особенности к обозначению добавляют дополнительные префиксы и постфиксы.

Добавочные индексы, стоящие перед обозначением спектра

• d — карлик (звезда главной последовательности)
• esd — экстремальные субкарлики
• g — гигант
• sd — субкарлик
• w или wd — белый карлик

Добавочные индексы, стоящие после обозначения спектра

• c — глубокие узкие линии
• comp — составной спектр
• con — отсутствуют видимые линии поглощения
• e — эмиссия (эмиссия водорода в O-звездах)
• em — эмиссия в линиях металлов
• ep — пекулярная эмиссия (линии, по своему характеру отличные от нормально соответствующих классу)
• er — явственно обращённые эмиссионные линии
• eq — эмиссия с поглощением на более коротких волнах
• ev — переменность относится только к эмиссионным линиям
• ew — эмиссии, типичные для звёзд класса W
• f, (f), ((f)) — эмиссия гелия и неона в O-звездах
• h — звёзды класса WR с эмиссионными линиями водорода
• ha — звёзды класса WR с эмиссионными линиями водорода как поглощения, так и излучения
• k — межзвёздные линии
• m — сильные линии металлов
• n — диффузные линии (широкие и размытые), обусловленные быстрым вращением
• neb — добавочный спектр туманности
• nn — очень размытые диффузные линии
• p — пекулярный спектр (имеются неправильности)
• pq — особенности напоминают спектр новой звезды
• s — резкие и узкие линии
• sh — наличие оболочки
• ss — очень узкие линии
• v или var — изменения в спектре (не обусловленные орбитальным движением и пульсацией)
• w или wk или wl — слабые линии

Мнемоника

Для запоминания основной последовательности гарвардской классификации существуют мнемонические формулы:

• на английском языке: Oh Be AFine Girl, Kiss Me Right Now Sweetheart (здесь есть множество вариантов этой последовательности)
• на русском языке: Один Бритый Англичанин Финики Жевал Как Морковь;
• вариант, намекающий на Бориса Александровича Воронцова-Вельяминова: О, Борис Александрович Финики Жевал Как Морковь;
• модификация, включающая классы W, R, N, S: Вообразите: Один Бритый Англичанин Финики Жевал Как Морковь — Разве Не Смешно?;
• О, Борис Александрович! Физики Ждут Конца Мучений (имеется в виду также Борис Александрович Воронцов-Вельяминов).
• Также версия О. Н. Востряковой «ОБА Фраера Гуляют Как Могут.
• Версия Ш. Т. Хабибуллина: ОБоже, АФГанистан. Куда Мы Несемся. Эта мнемоника родилась задолго до войны в Афганистане (1966—1967, а возможно и раньше) [источник не указан 791 день] .

Источник

Физика. 11 класс

Конспект урока

Физика, 11 класс

Урок 33. Звёзды. Солнце

Перечень вопросов, рассматриваемых на уроке:

1) Основные физические характеристики Солнца;

2) Строение Солнца;

3) Источник энергии Солнца;

4) Спектральная классификация звёзд;

5) Эволюция звёзд

Глоссарий по теме

Звезда – раскалённый газовый шар;

Светимость звезды – энергия, которую излучает звезда за 1 секунду по всем направлениям;

Фотосфера Солнца – ближайший к поверхности, нижний слой атмосферы Солнца;

Ядро Солнца – центральная часть шара, в которой протекают термоядерные реакции;

Протуберанец – выплёскивающаяся с поверхности Солнца в атмосферу струя;

Протозвезда – звезда на раннем этапе своей эволюции;

Нейтронная звезда – звезда сверхбольшой плотности порядка плотности атомного ядра;

Чёрная дыра – звезда с таким соотношением массы и радиуса, что ни одно тело из сферы действия его гравитации и даже свет не могут покинуть его;

Основная и дополнительная литература по теме урока:

1.Г.Я. Мякишев, Б.Б. Буховцев, В.М. Чаругин. Физика.11 класс. Учебник для общеобразовательных организаций М.: Просвещение, 2017. С. 353 – 366

2. В.М. Чаругин. Астрономия. 10-11класс. М.: «Просвещение», 2017. С. 80 — 106

3. Саймон и Жаклин Миттон. Астрономия. М.: «РОСМЭН», 1995.

4.И.А. Климишин. Элементарная астрономия. М.: Наука. 1991.

Основное содержание урока

Наше изучение звёзд начинается с изучения Солнца, ближайшей к Земле, звезды.

Основные характеристики Солнца.

Первая величина, которая легко вычисляется для Солнца – это его радиус.

Угол, под которым видно Солнце с Земли, равен 16 секундам. Расстояние от Земли до Солнца — значение большой полуоси орбиты Земли. Радиус Солнца равен 700000 км.

Массу Солнца определим, используя третий обобщённый закон Кеплера:

подставив значения большой полуоси орбиты Земли, гравитационной постоянной и периода вращения Земли вокруг Солнца.

Масса Солнца равна

Зная, что на 1 м 2 за 1 с приходится 1370 Дж энергии, можно найти светимость Солнца:

Химический состав Солнца: примерно 70% водорода, 29 % гелия;

Температура на поверхности Солнца 6000 К.

Атмосфера Солнца. Нижний слой, называющийся фотосферой, имеет небольшую высоту.

Внешняя часть, называющаяся короной, простирается на несколько радиусов Солнца.

В структуре фотосферы выделяют гранулы, протуберанцы, темные пятна.

С поверхности Солнца постоянно идёт поток заряженных частиц, называемый солнечным ветром.

Временами на Солнце происходят вспышки, увеличивающий поток частик и всевозможные излучения Солнца.

Основные характеристики звёзд.

Основные характеристики звёзд. Изучение звёзд затруднено тем, что они находятся далеко и освещенность, которую они создают на Земле очень мало. Проблему наблюдения за звёздами решают при помощи больших телескопов

Измерения температур поверхности звёзд показывают, что есть прямая связь между температурой звезды и видом её спектра.

В результате все звёзды разнесены по звёздным классам: O, B, A, F, G, K,

Э.Герцшпрунг и Г.Рессел составили диаграмму зависимости светимости всех известных звёзд от их спектрального класса.

По этой диаграмме все звёзды расположились в четырёх группах.

Главная последовательность диаграммы дает расположение большинства звёзд. Солнце является звездой данной группы звёзд.

Плотности звёзд данной группы примерно равны плотности Солнца.

Вторая и третья группы звёзд данной диаграммы – гиганты и сверх — гиганты.

Группа звёзд гигантов – звёзды красного цвета со светимостью примерно в сто раз больше Солнца, а размеры в десятки раз больше.

Сверх – гиганты также звёзды со светимостью в сотни тысяч раз больше солнечной, а размерами в сотни раз больше. Плотность сверх – гиганта Бетельгейзе составляет одну миллионную долю плотности воздуха.

Белые карлики – это группа звёзд, которая располагается на диаграмме внизу слева. Светимость белых

карликов в сотни и тысячи раз меньше солнечной и по размерам сравнимы с планетами. Однако, плотность достигает огромных значений.

Источник энергии Солнца и звёзд.

Источником энергии Солнца и звёзд является ядерная энергия, которая выделяется при синтезе ядер гелия из ядер водорода.

Это — так называемая термоядерная реакция.

Доказательством верности наших представлений о строении Солнца является результаты поиска и регистрации нейтрино, которые сопровождают термоядерные реакции в недрах Солнца и легко проникают от места реакции до самой Земли.

Рождение звезды происходит в процессе сжатия газопылевых облаков галактик. Сначала увеличивается плотность, растёт температура и начинается излучение в инфракрасном диапазоне. Облако на этом этапе называют протозвездой.

Любая звезда в своей жизни проходит определенные стадии своей эволюции: рождение, пребывание на главной последователь последовательности, расширение и превращение в гиганта или сверх — гиганта. В зависимости от массы звезды происходит дальнейшее преобразование — либо в белого карлика, либо в нейтронную звезду или черную дыру.

Разбор тренировочных заданий

Выберите одно утверждение о звёздах, которые соответствуют диаграмме.

1) «Жизненный цикл» звезды спектрального класса В главной последовательности более длительный, чем звезды спектрального класса G главной последовательности.

2) Температура поверхности звёзд спектрального класса F ниже температуры звёзд спектрального класса А.

3) Звезда Арктур имеет температуру поверхности 4100 К, следовательно, она относится к звёздам спектрального класса В.

4) Средняя плотность сверхгигантов существенно больше средней плотности белых карликов.

Анализ утверждения 1): Начало жизненного цикла звёзд – левый верхний угол главной последовательности диаграммы Герцшпрунга – Рессела. Поэтому длительность «жизни» звезды класса В меньше, чем звезды класса G.

Утверждение 1) неверно.

Анализ утверждения 2): На нижней линии диаграммы указаны спектральные классы звёзд, на верхней линии — соответствующие температуры. Классу F соответствует температура ниже, чем классу А.

Утверждение 2) верно.

Анализ утверждения 3): Звезда с температурой 4100 К относится к классу К, что противоречит утверждению.

Утверждение 3) неверно.

Анализ утверждения 4): Белые карлики имеют рекордно высокую плотность. Это противоречит утверждению.

Утверждение 4) неверно.

Ответ: Верное утверждение – 2)

2. Установите соответствие между элементами

1.Термоядерная реакция, протекающая в ядре Солнца – реакция синтеза ядер гелия из 4 ядер водорода с образованием 2-х позитронов и 2-х нейтрино.

2. Атмосфера Солнца состоит на 70% из водорода, около 30% из гелия.

3. Солнечный ветер – это поток заряженных частиц с фотосферы Солнца: ядра гелия, водорода, электроны и незначительное количество ионов.

Источник