ЗВЕЗДЫ: ВИДЫ ЗВЕЗД И ИХ КЛАССИФИКАЦИЯ ПО ЦВЕТУ И РАЗМЕРУ

0

Любой человек знает, как смотрятся звезды на небе. Крошечные, сияющие холодным белым светом огоньки. В античности люди не имели возможности выдумать изъяснений этому явлению. Звезды считали глазами богов, душами умерших прадедов, хранителями и защитниками, оберегающими покой человека в ночной тьме. Тогда никто и поразмышлять не имел возможности, что солнце – это тоже звезда.

ЧТО ТАКОЕ ЗВЕЗДА

Много веков прошло, перед тем как люди убедились, что собой представляют звезды. Виды звезд, их свойства, представления о происходящих там химических и физических процедурах – это новая область знания. Древние астрологи даже представить не имели возможности, что такое светило в действительности совсем не крошечный огонек, а невообразимых размеров шар раскаленного газа, в котором происходят реакции


Термоядерного соединения. Есть неестественный парадокс в том, что неброский звездный свет – это ослепительное блистание ядерной реакции, а уютное тепло солнца – ужасающий жар миллионов кельвинов.

Все звезды, которые можно посмотреть на небосводе неподготовленным глазом, расположены в галактике млечный путь. Солнце – тоже часть этой звездной системы, причем расположено оно на ее окраине. Нереально себе представить, как смотрелось бы ночное небо, если бы солнце расположилось в самом центре млечного пути. Ведь кол-во звезд в данной галактике – более 200 миллиардов.

ЧУТЬ-ЧУТЬ ОБ ИСТОРИИ АСТРОНОМИИ

Древние астрологи тоже могли бы рассказать оригинальное и любопытное о звездах на небе. Уже шумеры выделяли некоторые созвездия и зодиакальный круг, они же первый раз рассчитали дробление полного угла на 3600. Они же создали лунный календарик и смогли синхронизировать его с солнечным. Египтяне думали, что территория располагается в центре вселенной, однако при этом знали, что меркурий и венера вращаются вокруг солнечного света.

В китае астрономией как наукой занимались уже в конце ІІІ тысячелетия до н. Э., а


Первые обсерватории возникли в XII в. До н. Э. Они изучали лунные и солнечные затмения, сумев при всем этом понять их причину а также рассчитав прогнозные даты, наблюдали метеоритные потоки и пути комет.

Древние инки знали различия между звездами и планетами. Есть косвенные подтверждения того, что им были известны галилеевы спутники юпитера и зрительная размытость очертаний диска венеры, обусловленная наличием на земле атмосферы.

Древние греки смогли довести шарообразность земли, выдвинули подозрение о гелиоцентричности системы. Они пытались высчитать диаметр солнечного света, пусть и неправильно. Но греки первенствовали , кто как правило высказал предположение, что солнце больше земли, до этого все, надеясь на зрительные наблюдения, считали иначе. Грек гиппарх первый раз создал каталог светил и выделил различные виды звезд. Классификация звезд в этом научном труде опиралась на яркость свечения. Гиппарх выделил 6 классов яркости, всего в каталоге было 850 светил.

НА ЧТО ОБРАЩАЛИ ВНИМАНИЕ ДРЕВНИЕ АСТРОЛОГИ

Начальная классификация звезд основывалась на их яркости. Ведь собственно такой критерий считается единственно доступным для астролога, вооруженного только телескопом. Самые светлые или обладающие уникальными видимыми качествами звезды даже получали свои имена, причем у каждого народа они собственные. Так, денеб, ригель и алголь – наименования арабские, сириус – латинское, а антарес – греческое. Полярная звезда в любом народе имеет свое наименование. Это, все таки, одна из наиболее важных в «практическом смысле» звезд. Ее координаты на ночном небосводе неизменны, не обращая внимания на вращение земли. Если другие звезды двигаются по небу, проходя путь от восхода до захода, то полярная звезда не меняет собственного расположения. Благодаря этому конкретно ее применяли моряки и туристы в виде хорошего ориентира. Кстати, наперекор популярному заблуждению, это совсем не самая светлая звезда на небосклоне. Полярная звезда снаружи совсем не выделяется – ни по размеру, ни по интенсивности свечения. Подыскать ее можно, только если знать, куда смотреть. Она размещается на самом конце «рукояти ковша» небольшой медведицы.

НА ЧЕМ БАЗИРУЕТСЯ ЗВЕЗДНАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ

Сегодняшние астрологи, давая ответ на вопрос про то, какие разновидности звезд могут быть, навряд ли будут упоминать яркость свечения или размещение на ночном небосводе. Разве что в порядке историчного экскурса или в лекции, рассчитанной на совсем уж далекую от астрономии аудиторию.

Новая классификация звезд базируется на их спектральном анализе. При всем этом в большинстве случаев еще указывают массу, светимость и радиус небесного тела. Эти все показатели даются в пропорции с солнцем, другими словами конкретно его свойства приняты в виде единиц измерения.

Классификация звезд опирается на подобной критерий, как безусловная звездная значение. Это видимая степень яркости небесного тела без атмосферы, образно говоря находящегося на расстоянии 10 парсек от точки наблюдения.


Плюс ко всему берут во внимание переменности блеска и размеры звезды. Виды звезд сейчас определены их спектральным классом и уже детальнее — подклассом. Астрологи рассел и герцшпрунг независимо один от одного проанализировали зависимость между светимостью, полной звездной величиной, температурной поверхностью и спектральным классом светил. Они выстроили диаграмму с подобающими осями координат и выявили, что результат совсем не хаотичен. Светила на графике расположились четко различимыми группами. Диаграмма дает возможность, зная спектральный класс звезды, определить хотя бы с приблизительной точностью ее полную звездную величину.

КАК РОЖДАЮТСЯ ЗВЕЗДЫ

Эта диаграмма послужила наглядным подтверждением в пользу сегодняшней теории эволюции данных небесных тел. На графике четко видно, что самым бесчисленным классом считаются которые относятся к которая называется главной очередности звезды. Виды звезд, принадлежащих к этому сегменту, расположены в самой популярной сейчас во вселенной точке формирования. Это этап формирования светила, при котором энергия, затраченная на излучение, возмещается получившейся в ходе термоядерной реакции. Продолжительность нахождения на этом этапе формирования устанавливается массой небесного тела и процентным содержанием компонентов тяжелее гелия.

Общепринятая сейчас доктрина эволюции звезд говорит, что на начальном


Шаге формирования светило собой представляет разряженное громадное газовое туча. Под воздействием своего тяготения оно сжимается, потихоньку превращаясь в шар. Чем крепче сжатие, тем интенсивнее гравитационная энергия переходит в тепловую. Газ раскаляется, и когда температура может достигать 15-20 млн К, в новорожденной звезде запускается термоядерная реакция. Потом процесс гравитационного сжатия приостанавливается.

КЛЮЧЕВОЙ ПРОМЕЖУТОК ЖИЗНИ ЗВЕЗДЫ

Сначала в недрах юного светила доминируют реакции водородного цикла. Это самый долгий промежуток жизни звезды. Виды звезд, присутствующих на данном шаге формирования, и продемонстрированы в самой массовой главной очередности вышеописанной диаграммы. Со временам водород в ядре светила завершается, превратившись в гелий. Потом термоядерное горение может быть только на периферии ядра. Звезда становится ярче, ее слои с внешней стороны намного становятся шире, а температура становится меньше. Небесное тело преобразуется в красный великан. Данный этап жизни звезды


Значительно короче идущего до этого. Дальнейшее ее будущее изучена мало. Есть разные предположения, но точных им доказательств пока не получено. Очень востребованная доктрина говорит, что когда гелия становится очень много, звездное ядро, не выдерживая собственой массы, сжимается. Температура становится больше до той поры, пока уже гелий не вступает в термоядерную реакцию. Ужасные температуры приводят к следующему расширению, и звезда преобразуется в красного гиганта. Судьба светила, согласно мнению ученых, зависит от его массы. Но теории, касающиеся этого, только результат моделирования при помощи компьютера, не подтверждённый наблюдениями.

ОСТЫВАЮЩИЕ ЗВЕЗДЫ

Ориентировочно, красные гиганты с небольшой массой будут сжиматься, превращаясь в карликов и потихоньку остывая. Звезды усреднённой массы могут трансформироваться в планетарные туманности, при всем этом в самом центре подобного появления продолжит собственное существование лишенное внешних покровов ядро, потихоньку остывая и превращаясь в белого карлика. Если главная звезда испускала внушительное инфракрасное излучение, появляются условия для активации в расширяющейся газовой оболочке планетарной туманности космического мазера.

Тяжелые светила, сжимаясь, могут достигать подобного уровня давления, что электроны практически вминаются в ядра атома, превращаясь в нейтроны. Потому как между


Этими частичками нет сил электростатического отталкивания, звезда может сжаться до размера нескольких километров. При всем этом ее плотность превысит плотность воды в 100 миллионов раз. Подобная звезда зовется нейтронной и собой представляет, в принципе, гигантское ядро атома.

Сверхмассивные звезды продолжают собственное существование, постепенно синтезируя в процедуре термоядерных реакций из гелия – углерод, потом кислород, из него – кремний и, напоследок, железо. На данном шаге термоядерной реакции и выполняется взрыв сверхновой. Сверхновые звезды, со своей стороны, могут преобразиться в нейтронные либо, если их масса очень большая, продолжать сжатие до критического предела и образовать черные дыры.

РАЗМЕРЫ

Классификация звезд по размерам может быть выполнена двояко. Реальный размер звезды может определиться ее радиусом. Единицей измерения в данном случае выступает радиус солнечного света. Есть карлики, звезды усреднённой величины, гиганты и сверхгиганты. Кстати, само солнце считается как раз карликом. Радиус нейтронных звезд достигает всего нескольких километров. А в сверхгиганте полностью уместится орбита планеты марс. Под размером звезды может также пониматься ее масса. Она хорошо связана с диаметром светила. Чем звезда больше, тем ниже ее плотность, и наоборот, чем светило меньше, тем плотность выше. Такой критерий вирируется не так уж сильно. Звезд, которые были бы меньше либо больше солнечного света на порядок, очень мало. Значительная часть светил ложится в промежуток от 60 до 0,03 солнечных масс. Плотность солнечного света, принимаемая за стартовый признак, составляет 1,43 г/см3. Плотность белых карликов может достигать 1012 г/см3, а плотность разреженных сверхгигантов может быть в миллион раз меньше солнечной.

В типовой спецификации звезд схема распределения по массе выглядит так. К малым относят светила с массой от 0,08 до 0,5 солнечной. К умеренным – от 0,5 до 8 солнечных масс, а к тяжелым – от 8 и более.

КЛАССИФИКАЦИЯ ЗВЕЗД. ОТ ГОЛУБЫХ ДО БЕЛЫХ

Классификация звезд по цвету в действительности опирается не на видимое свечение тела, а на спектральные свойства. Спектр излучения объекта устанавливается химическим составом звезды, от него же зависит ее температура.

<

p style=»text-align: center»>

Самой популярной считается гарвардская классификация, созданная в начале 20 столетия. Благодаря принятым тогда нормам классификация звезд по цвету предусматривает дробление на 7 видов.

Так, звезды с самой большой температурой, от 30 до 60 тыс. К, относят к светилам класса О. Они голубого цвета, масса похожих небесных тел может достигать 60 солнечных масс (с. М.), а радиус – 15 солнечных радиусов (с. Р.). Линии водорода и гелия в их спектре довольно слабые. Светимость похожих небесных объектов достигает 1 млн 400 тыс. Солнечных светимостей (с. С.).

К звездам класса В относят светила с температурой от 10 до 30 тыс. К. Это небесные тела бело-голубого цвета, их масса стартует от 18 с. М., а радиус – от 7 с. М. Самая маленькая светимость объектов подобного класса составляет 20 тыс. С. С., а линии водорода в спектре усиливаются, достигая усреднённых значений.

У звезд А класса температура меняется от 7,5 до 10 тыс. К, они белые. Самая маленькая масса подобных небесных тел стартует от 3,1 с. М., а радиус – от 2,1 с. Р. Светимость объектов находится в пределах от 80 до 20 тыс. С. С. Линии водорода в спектре данных звезд крепкие, возникают линии металлов.

Объекты класса F в действительности жёлто-белого цвета, но смотрятся белесыми. Их температура колеблется в границах от 6 до 7,5 тыс. К, масса может меняться от 1,7 до 3,1 с.М., радиус – от 1,3 до 2,1 с. Р. Светимость подобных звезд может меняться от 6 до 80 с. С. Линии водорода в спектре становятся слабее, линии металлов, наоборот, усиливаются.

Аналогичным образом, все разновидности белых звезд попадают в пределы классов от А до F. Дальше, благодаря спецификации, идут жёлтые и оранжевые светила.

ЖЁЛТЫЕ, ОРАНЖЕВЫЕ И КРАСНЫЕ ЗВЕЗДЫ

Виды звезд по цвету делятся от голубых к красным, по мере уменьшения температуры и уменьшения размеров и светимости объекта.

Звезды класса G, к которым относится и солнце, могут достигать температуры от 5 до 6 тыс. К, они жёлтого цвета. Масса подобных объектов – от 1,1 до 1,7 с. М., радиус – от 1,1 до 1,3 с. Р. Светимость – от 1,2 до 6 с. С. Спектральные линии гелия и металлов интенсивны, линии водорода все слабее.

Светила, которые относятся к классу К, имеют температуру от 3,5 до 5 тыс. К. Смотрятся они жёлто-оранжевыми, но настоящий окрас данных звезд – оранжевый. Радиус этих объектов располагается в промежутке от 0,9 до 1,1 с. Р., масса – от 0,8 до 1,1 с. М. Яркость меняется от 0,4 до 1,2 с. С. Линии водорода почти что невидимы, линии металлов очень крепки.

Самые холодные и небольшие звезды – класса М. Их температура всего 2,5 – 3,5 тыс. К и представляются они красными, хотя в действительности данные объекты оранжево-красного цвета. Масса звезд располагается в промежутке от 0,3 до 0,8 с. М., радиус – от 0,4 до 0,9 с. Р. Светимость – всего 0,04 — 0,4 с. С. Это умирающие звезды. Холоднее их только не так давно открытые коричневые карлики. Для них выделили отдельный класс М-Т.

0

Добавить комментарий