Почему спектры звезд различны хотя их химический состав примерно одинаково кратко

Обновлено: 04.07.2024

Существует зависимость между основными физическими характеристиками звёзд. На основе наблюдений определяются спектральные классы звёзд, а по известному расстоянию — абсолютные звёздные величины, или светимости звёзд.

В левой нижней части диаграммы располагается последовательность белых карликов. Это горячие звёзды со слабой светимостью, которые имеют размеры, приблизительно равные размерам Земли, и массы близки к массе Солнца.

3. Дайте краткую характеристику звездам: сверхгигантам, красным гигантам, белым карликам, красным карликам.

Сверхгиганты — это горячие звёзды, чья масса намного превышает солнечную. Температура и давление в недрах выше, чем у звёзд более поздних спектральных классов. Имеет ускоренное выделение термоядерной энергии. Светимость у них больше, и эволюционировать они должны быстрее.

Красные гиганты имеют массы ненамного превосходящие солнечную (1.3 раза), радиусы у таких звёзд больше приблизительно в 20 раз, светимость — в 220 раз. Эти звёзды имеют неоднородную структуру. По мере выгорания водорода внутри звезды образуется гелиевое ядро, а оболочка разрастается.

Белый карлик — звезда небольших размеров с массой, равной примерно массе Солнца, имеет радиус примерно в 100 раз меньше Солнца. Плотность таких звёз в 100 тыс. раз выше плотности воды.

Красные карлики — звёзды с массой, меньшей, чем у Солнца. Звёзды остаются полностью конвективными всегда, если их масса не превышает 0.3 массы Солнца. Не имеют лучистого ядро. Температура в центре таких звёзд мала для того, чтобы полностью работал протон-протонный цикл. Он обрывается на образовании изотопа $^3\mathrm,$ а сам $^4\mathrm$ уже не синтезируется.

4. Что понимают под эволюцией звёзд?

Эволюция звёзд — постепенное изменение с течением времени физических характеристик, внутреннего строения и химического состава.

5. Опишите в общих чертах процесс образования звёзд.

Звёзды образуются в результате сжатия вещества межзвёздной среды. Звёзды рождаются группами из гигантских газопылевых комплексов размерами до 100 пк и массой в десятки, а иногда и сотни тысяч солнечных масс. Газ в этих комплексах находится в молекулярном состоянии с температурой около 10 К.

В газопылевом облаке случайно или под действием внешних причин возникают гравитационно-неустойчивые фрагменты, которые продолжают сжиматься. Также запустить процесс образования могут столкновения молекулярных облаков; звёздный ветер от молодых горячих звёзд; ударные волны, порождённые вспышками сверхновых звёзд.

6. Что понимают под классами светимости?

Классы светимости — звёздные группы, учитывающие особенности спектральных линий и светимость звёзд.

Всем всем всем здравствуйте! В прошлый раз мы с Вами разбирались, какие бывают спектральные классы звёзд, и, следовательно, что такое спектр излучения звезды вообще.

Но, чтобы не загружать Вас огромным количеством информации сразу, я обещала позже ответить на вопрос -

Почему спектры разных звёзд отличаются?

На первый взгляд ответ на этот вопрос чрезвычайно прост - различие спектров объясняется различием в химических составах звезд и, как следствие, преобладание

линий какого-то определенного элемента в спектре звезды из за преобладания этого элемента в атмосфере звезды. Ну не, все бы было очень просто))

Но давайте вспомним основное свойство совокупности спектров звезд - линейная последовательность этой совокупности говорит нам - не-а, этот ответ ошибочный. Почему? А потому что если мы предположим что звезды спектрального класса А0 состоят главным образом из водорода, а звезды класса M2 из окиси титана, то тогда было бы несколько последовательностей спектров, соединяющих эти спектральные классы - можно было бы перейти например от подкласса А0 к подклассу М2 и через спектры, в которых преобладают линии металлов, и обходя эти спектры.

Если бы звезды сильно отличались одна от другой химическим составом и это главным образом влияло бы на различие в их спектрах, то тогда была бы возможность самых различных комбинаций в пропорциях различных элементов, и мы бы тогда не видели в совокупности спектров строгой линейной последовательности.

Спектры звезд зависели бы от множества факторов - от процентного содержания каждого элемента. А так как у нас наблюдается линейная последовательность, совокупности спектральных классов, значит, спектры звезд зависят главным образом от какого-то одного фактора. Спойлер: от температуры.

Но давайте поподробнее для начала остановимся на вопросе о том, как вообще образуются линии в спектрах звёзд. Иначе будет немного непонятно.

Когда атом поглотит необходимую порцию световой энергии, а лучше сказать более научно, ну, мне так больше нравится - световой квант данной частоты, то он переходит в возбужденное состояние - такое состояние, в котором его внешний электрон из того положения, которое он занимает в атоме в обычном состоянии, не возбужденное, или его ещё называют основным состоянием атома, переходит в другое положение, более удаленное от ядра атома.

В возбужденном состоянии атом находится ничтожно малое количество времени, микроскопическую долю секунды, после чего электрон возвращается на свое обычное место, а атом при этом излучает ту же самую порцию световой энергии: либо излучается квант той же частоты, либо же атом излучает 2 или несколько квантов меньших частот, но так, что сумма их энергий равна энергии поглощенного кванта - но это случается намного реже

(помним - энергия кванта пропорциональна его частоте: Е=hν, старые добрые школьные времена).

Важно - направление, в котором будет излучен квант, не будет тем же самым, откуда прилетел квант до поглощения. Он может быть излучен в абсолютно любом, случайном направлении.

Когда свет от раскаленной поверхности звезды проходит через ее атмосферу, которая более холодная, находящиеся там атомы различных элементов поглощают свет в определенных, свойственных этим атомам частотах. Этот свет снова излучается атомами, но уже в различных направлениях. Часть ее возвращается обратно, часть летит в какую то сторону, только незначительная часть световой излученной энергии будет иметь направление, которое будет совпадать с первоначальным, откуда пришёл свет звезды. Поэтому в соответствующих местах спектров звезд мы наблюдаем ослабление света, то есть темные линии.

Если атом поглотит световой квант (поток которых идёт от звезды в виде света) с достаточно высокой частотой, а следовательно, обладающий высокой энергией, то внешний электрон атома будет не просто перемещен дальше, а будет вообще оторван от ядра - атом ионизуется. Ионизованные атомы поглощают свет в других частотах, не в таких, как неионизованные, у них внешним становится другой электрон, поэтому в спектрах звезд ионизованные атомы обнаруживают себя по другому, чем неионизованные, обычные атомы. То есть тёмные линии будут в других местах.

Чем выше температура звезды, тем больше световой энергии излучает в секунду квадратный сантиметр ее

поверхности. Но от температуры зависит и состав квантов излучения. Чем выше температура, тем больше высокочастотных квантов и меньше соответственно низкочастотных.

Различие температур светящихся поверхностей звёзд, из за которого излучение не одинаково по мощности и соответственно распределению в нем квантов высоких и низких частот, влечет за собой различное состояние атомов химических элементов в атмосферах, что как раз определяет разнообразие спектров звезд.

Я в прошлой статье давала эту табличку, но посмотрите на неё ещё разик. Температуры тут указаны средние, диапазоны для каждого класса я указываю (в Кельвинах) ниже по тексту.

Давайте разберёмся как это происходит.

Предположим, что в атмосферах звезд имеются все элементы, которые вообще дают о себе знать в звездных спектрах, и притом для всех

звезд пропорция элементов примерно одна и та же. Например, возьмём рассмотрение условий в атмосферах звезд со спектрального класса М. Звезды, принадлежащие к этому классу, имеют температуру на поверхности около 3000°, это наиболее холодные звезды. При таких температурах еще могут существовать некоторые химические соединения, например, окись титана. Эти молекулы интенсивно поглощают свет в множестве частот, создавая, таким образом, в спектрах целые полосы поглощения. Тёмные полосы, про них мы говорили, помните?)

При более высоких температурах атомы и молекулы движутся быстрее. Усиливаются столкновения молекул между собой и молекул с атомами. В результате столкновений молекулы распадаются и потому в спектрах звезд класса К, который идёт перед классом М, полос поглощения молекул почти нет.

В спектрах звезд К и G сильны линии неионизованных металлов, а линии ионизованных металлов и линии водорода еще слабы. Это объясняется тем, что для ионизации атомов металлов и для возбуждения атомов водорода требуются высокочастотные кванты, которых в излучении звезд К и G, которым соответствует температура 4000-6000 градусов, ещё сравнительно мало. Но в излучении этих звезд достаточно квантов менее высокой частоты для возбуждения атомов металлов.

В звездах класса F, у которых температура до 7500° доля высокочастотного излучения заметно возрастает, значительная

часть атомов металлов ионизуется, и поэтому в спектрах их - линии поглощения ионизованных металлов. Соответственно в атмосфера звезд класса F уменьшается число неионизованных металлов, и следовательно - ослабление в спектре линий их поглощения. Усиление высокочастотного излучения => усиление линий поглощения водорода.

В спектральном классе А температура поверхности звёзд уже целых 8000-10 500°. Здесь атомы металлов ионизованы аж дважды и даже большее число раз, то есть от них оторваны два или больше электронов. Такие атомы металлов для возбуждения должны поглощать очень высокочастотные кванты из УФ части спектра.

Линии водорода в спектрах звезд класса А становятся наиболее интенсивными.

У звезд спектрального класса В температура поверхности еще выше - 12 000-15 000°. Мощность высокочастотного излучения здесь настолько огромна, что вызывает ионизацию кислорода и азота, из за чего в спектрах появляются соответственно их линии. В звездах В ионизуется ещё и водород. Но так как атом водорода имеет только один электрон, поэтому после ионизации у него нет электронов, он уже не может поглощать свет и соответственно не виден, не отмечается в спектре звезды. Число неионизованных атомов водорода в этих звездах становится меньше и следовательно линии водорода в их спектрах ослабевают.

Самые горячие звезды, класса О имеют температуры от 25 000 до 50 000° и даже более, и там появляются уже линии ионизованного гелия. Кислород ионизуется дважды, поэтому мы видим соответствующие линии. Линии водорода ослабевают, причём резко, так как подавляющая часть водорода переходит в ионизованное состояние, которое в спектре себя не проявляет. В итоге получается что в спектрах звезд класса О интенсивность линий водорода примерно такая же, как и в классе М.

А то что водородные линии видны в спектрах звезд всех классов указывает на обилие атомов водорода в атмосфера звезд. По исследованиям, атмосферы звезд не менее чем на 80% состоят из водорода.

Можете, кстати, взглянуть по-новому на первую картинку, после того, как мы с Вами разобрали механизм формирования спектра.

Самый простой ответ на поставленный вопрос состоит, казалось бы, в том, что различие спектров объясняется различием химических составов звезд, и преобладание ли­ний какого-нибудь элемента в спектре звезды является следствием преобладания этого элемента в атмосфере звезды. Однако основное свойство совокупности спектров звезд — ее линейная последовательность — указывает, что такой ответ является ошибочным. Действительно, если предположить, что звезды спектрального класса АО со­стоят главным образом из водорода, а звезды класса М2 — из окиси титана, то должно было бы существовать не­сколько последовательностей спектров, соединяющих эти спектральные классы. Например, можно было бы перейти от подкласса АО к подклассу М2 и через спектры, в ко­торых преобладают линии металлов, и минуя такие спектры.

Если бы звезды сильно отличались одна от другой хи­мическим составом и это определяло бы их спектры, то вследствие возможности самых различных комбинаций в пропорциях различных элементов ни о какой линейной последовательности спектров не могло бы быть и речи. Спектры звезд зависели бы от множества факторов — от процентного содержания каждого элемента. Явление линейной последовательности спектров указывает на то, что спектры звезд зависят главным образом от какого-то одного фактора. Как удалось выяснить, этим фактором является температура звезды.

Чтобы объяснить столь важную роль температуры, необходимо познакомиться с механизмом образования ли­ний в спектрах звезд.

Известно, что атом всякого элемента может поглощать свет. При этом он поглощает свет в совершенно опреде­ленных частотах. В каких частотах — зависит от устройства этого атома, т. е. от того, из каких и в каком количестве элементарных частиц он состоит.

Направление, в котором будет вновь излучен квант, не будет тем же самым, по которому квант двигался до его поглощения. Он может быть излучен в любом направлении, причем каждый раз это направление является случайным.

Когда свет от раскаленной поверхности звезды про­ходит через ее более холодную атмосферу, находящиеся там атомы различных элементов поглощают свет в опре­деленных, двойственных этим атомам частотах. Эта све­товая энергия тут же снова излучается атомами, но уже в различных направлениях. Часть ее возвращается обратно, часть отсылается в сторону и лишь у незначительной части направление будет совпадать с первоначальным. Поэтому в соответствующих местах спектров звезд мы наблюдаем резкое ослабление света — темные линии,

Если атом поглотит квант достаточно высокой часто­ты, обладающий высокой энергией, то внешний электрон будет не просто перемещен Несколько дальше, а будет оторван от ядра; атом станет ионизованным. Ионизованные атомы поглощают свет в иных частотах, чем неионизованные, у них внешним становится другой электрон, поэтому в спектрах звезд ионизованные атомы обнаружи­вают себя иначе, чем неионизованные, обычные атомы.

Чем, выше температура звезды, тем больше световой энергии излучает в секунду квадратный сантиметр ее по­верхности. Но от температуры зависит и состав квантов

в ее излучении. Чем выше температура, тем больше доля высокочастотных квантов и меньше доля низкочастотных.

Различие температур светящихся поверхностей звезд, вследствие которого излучение не одинаково по мощности и по распределению в нем квантов высоких и низких частот, влечет за собой различное состояние атомов хи­мических элементов в атмосферах, а это определяет раз­нообразие спектров звезд.

Поясним, как это происходит. Предположим, что в ат­мосферах звезд имеются все элементы, которые вообще дают о себе знать в звездных спектрах и притом для всех звезд пропорция элементов примерно одна и та же. Начнем рассмотрение условий в атмосферах звезд со спектрального класса М. Звезды, принадлежащие к это­му спектральному классу, имеют температуру на поверх­ности около 3000° и являются сравнительно холодными звездами.

При температурах около 3000° еще могут существо­вать некоторые химические соединения, например, окись титана, и хотя окиси титана в атмосферах звезд ничтож­ное количество, его молекулы весьма интенсивно погло­щают свет во множестве частот, создавая, таким образом, в спектрах звезд класса М целые полосы поглощения.

При более высоких температурах ускоряются движение атомов и молекул. Усиливаются столкновения молекул между собой и молекул с атомами. В результате этих столкновений молекулы распадаются и потому в спектрах звезд класса К полос поглощения молекул почти нет.

В спектрах звезд Кий сильны линии неионизованных металлов, линии же ионизованных металлов и линии водорода еще слабы. Это объясняется тем, что для иони­зации атомов металлов и для возбуждения атомов водо­рода требуются высокочастотные кванты, которых в из­лучении звезд К и О, имеющих температуру 4000—6000К, еще сравнительно мало. Но в излучении этих звезд достаточно квантов менее высокой частоты для воз­буждения атомов металлов.

В звездах класса Р с температурой до 7500 К доля высокочастотного излучения заметно возрастает, большая часть атомов металлов ионизуется, и поэтому мы наблю­даем линии поглощения ионизованных металлов. Соот­ветственно в атмосферах Р-звезд уменьшается число неионизованных металлов, что влечет ослабление в спектре линий их поглощения. Усиление высокочастотного излу­чения вызывает и усиление линий поглощения водорода. В спектральном классе А температура поверхности 8000—10 500 К. Здесь атомы металлов ионизованы дваж­ды и большее число раз, т. е. от них оторваны два или больше электронов. Такие многократно ионизованные ато­мы металлов для возбуждения должны поглощать очень высокочастотные кванты из ультрафиолетовой части спектра. Эта часть спектра звезд нам почти неизвестна, так как ультрафиолетовая область излучения звезд по­глощается земной атмосферой и до телескопов наблюда­телей не доходит. Только теперь, в последние годы, в свя­зи с космическими полетами появилась возможность выноса астрономических инструментов за пределы атмо­сферы Земли и изучения ультрафиолетовых областей спектров звезд. Линии водорода в спектрах звезд класса А становятся наиболее интенсивными.

У звезд спектрального класса В температура поверх­ности еще более высока: 11 000—15 0001С. Мощность вы­сокочастотного излучения здесь так велика, что ионизу­ются кислород и азот, вследствие чего в спектрах появ­ляются линии ионизованных кислорода и азота. В звездах класса В ионизуется и водород. Но атом водорода имеет только один электрон, поэтому после ионизации он не содержит электронов, уже не может поглощать свет и не дает о себе знать в спектре звезды. Число же неионизованных атомов водорода в В-звездах становится меньше и линии водорода в их спектрах ослабевают.

Наконец, в самых горячих звездах класса О, с темпе­ратурами от 15 000 до 50000 К и более, ионизуется уже и гелий, появляются линии ионизованного гелия. Кисло­род ионизуется дважды, о чем свидетельствуют соответ­ствующие линии. Линии водорода резко ослабевают, так как подавляющая часть водорода переходит в ионизован­ное состояние.

В спектрах звезд класса О интенсивность линий водо­рода примерно такая же, как и в классе М. То обстоя­тельство, что водородные линии видны в спектрах звезд всех классов, хотя условия для их появления в некото­рых из них, например, в крайних классах О и М, весьма неблагоприятны, указывает на обилие атомов водорода в атмосферах звезд. Исследования показывают, что атмо­сферы звезд не менее чем на 80% состоят из водорода.

Мы дали объяснение различию спектров различных классов качественно. Количественная теория была разра­ботана индийским, астрономом и физиком Саха. Наблю­дения отлично согласуются с теорией Саха и показывают, что химический состав звезд действительно почти (но не совсем) одинаков. Характер спектров зависит главным образом от температуры. Некоторый отпечаток на спект­ры накладывает и величина ускорения силы тяжести на поверхности звезды, но влияние этого фактора гораздо слабее, чем влияние температуры звезды.

Основное различие спектров звезд — это в температуре звезд. Самые горячие — голубые, холодные — красные. Со временем звезды остывают и, соответственно, меняется и спектр.

Ученые изучают звезды с древних времен и одним из вопросов, которым задавались астрономы, был разный спект излучения звезд. Почему одни имеют красные оттенки спектра, другие — голубые. Долгое время существовало мнение, что на видимый спектр оказывает влияние химический состав звездной атмосферы. Ведь каждая звезда имеет разный набор химических элементов, входящих в атмосферу. Но современная наука позволяет изучать небесные тела, даже находящие на большом удалении от Земли. И учеными было установлено, что химический состав может влиять лишь косвенно, а именно на интенсивность спектра. Главная причина того или иного спектра — это температура. Чем звездная температура выше, тем больше синего в спектре, красным цветом светят звезды с меньшей температурой.

Но еще один фактор оказывает влияние на спектр — это размер. Разница в спектрах так называемых гигантов и карликов, имеющих одинаковую температуру поверхности, тоже ощутима.

Вы можете войти или зарегистрироваться, чтобы добавить ответ и получить бонус.

Как отличить болезнь сердца от невралгии?

Понятно, что лучше всего не заниматься самодиагностикой и самолечением, а обратиться к врачу при первых же беспокоящих симптомах. Тем не менее, есть ряд признаков, по которым можно отличить невралгию (заболевание менее опасное для жизни) от болезней сердца, представляющих серьезную опасность. Для . Читать далее

Читайте также: