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: