Цвет и температура звезд

Изучение звездных спектров, горячих нижних слоев атмосферы звезды. Спектры поглощения звезд. Давление газа в атмосфере. Связь спектра звезды и ее температуры. Определение полной мощности излучения звезды во всем диапазоне электромагнитного спектра.

Рубрика Астрономия и космонавтика
Вид реферат
Язык русский
Дата добавления 22.11.2011
Размер файла 25,1 K

Отправить свою хорошую работу в базу знаний просто. Используйте форму, расположенную ниже

Студенты, аспиранты, молодые ученые, использующие базу знаний в своей учебе и работе, будут вам очень благодарны.

Размещено на http://www.allbest.ru/

Керченской общеобразовательной школы I-III ступеней № 12

РЕФЕРАТ

ПО ТЕМЕ: ЦВЕТ И ТЕМПЕРАТУРА ЗВЁЗД

Выполнили учащиеся 11-А класса:

Уманченко П., Яценко В.

2011

СОДЕРЖАНИЕ

  • ВВЕДЕНИЕ
  • ЦВЕТ И СПЕКТР ЗВЁЗД
    • ПОКАЗАТЕЛЬ ЦВЕТА
    • СПЕКТРАЛЬНАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ
    • БЛЕСК И ЯРКОСТЬ
    • СВЕТИМОСТЬ
    • ТЕМПЕРАТУРА ЗВЁЗД
  • НАШИ ВЫВОДЫ
  • ЛИТЕРАТУРА
    • САЙТЫ

ВВЕДЕНИЕ

Звезды - небесные тела, в которых идут термоядерные реакции. Это наиболее распространённые объекты Вселенной. Более 98% массы видимого космического вещества сосредоточено в этих газовых шарах, остальная часть его рассеяна в межзвёздном пространстве.

Невооруженным глазом и тем более при наблюдениях в бинокль или телескоп нетрудно заметить, что звезды различаются во цвету. Цвет звезд в значительной степени определяется температурой их видимой поверхности.

При хорошей остроте зрения на небе видно около 6000 звёзд, по 3000 в каждом полушарии.

ЦВЕТ И СПЕКТР ЗВЁЗД

Спектры звезд крайне разнообразны. Почти все они -- результат поглощения света во внешних оболочках звезд. Изучение звездных спектров - это фундамент современной астрофизики. По спектру можно определить химический состав, температуру, давление и скорость движения газа в атмосфере звезды.

В спектрах большинства звезд видны линии поглощения, т.е. узкие разрывы в непрерывном распределении излучения. Их называют также фраунгоферовыми или абсорбционными линиями. Они образуются в спектре потому, что излучение горячих нижних слоев атмосферы звезды, проходя сквозь более холодные верхние слои, поглощается на некоторых длинах волн, характерных для определенных атомов и молекул.

Спектры поглощения звезд сильно различаются; однако интенсивность линий какого-либо химического элемента далеко не всегда отражает его истинное количество в атмосфере звезды: в значительно большей степени вид спектра зависит от температуры звездной поверхности. Например, атомы железа есть в атмосфере большинства звезд. Однако линии нейтрального железа отсутствуют в спектрах горячих звезд, поскольку все атомы железа там ионизованы. Водород - это главный компонент всех звезд. Но оптические линии водорода не видны в спектрах холодных звезд, где он недостаточно возбужден, и в спектрах очень горячих звезд, где он полностью ионизован. Зато в спектрах умеренно горячих звезд с температурой поверхности ок. 10 000 К самые мощные линии поглощения - это линии бальмеровской серии водорода, образующиеся при переходах атомов со второго энергетического уровня.

Давление газа в атмосфере звезды также имеет некоторое влияние на спектр. При одинаковой температуре линии ионизованных атомов сильнее в атмосферах с низким давлением, поскольку там эти атомы реже захватывают электроны и, следовательно, дольше живут. Давление атмосферы тесно связано с размером и массой, а значит и со светимостью звезды данного спектрального класса. Установив по спектру давление, можно вычислить светимость звезды и, сравнивая ее с видимым блеском, определить «модуль расстояния» (M - m) и линейное расстояние до звезды. Этот очень полезный метод называют методом спектральных параллаксов.

ПОКАЗАТЕЛЬ ЦВЕТА

Спектр звезды и ее температура тесно связаны с показателем цвета, т.е. с отношением яркостей звезды в желтом и голубом диапазонах спектра. Закон Планка, описывающий распределение энергии в спектре, дает выражение для показателя цвета: C.I. = 7200/T - 0,64. У холодных звезд показатель цвета выше, чем у горячих, т.е. холодные звезды относительно ярче в желтых лучах, чем в голубых. Горячие (голубые) звезды выглядят более яркими на обычных фотопластинках, а холодные звезды выглядят ярче для глаза и особых фотоэмульсий, чувствительных к желтым лучам.

СПЕКТРАЛЬНАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ

Все разнообразие звездных спектров можно уложить в логичную систему. Гарвардская спектральная классификация впервые была представлена в Каталоге звездных спектров Генри Дрэпера, подготовленного под руководством Э.Пикеринга (1846-1919). Сначала спектры были расставлены по интенсивности линий и обозначены буквами в алфавитном порядке. Но развитая позже физическая теория спектров позволила расположить их в температурную последовательность. Буквенное обозначение спектров не изменили, и теперь порядок основных спектральных классов от горячих к холодным звездам выглядит так: O B A F G K M. Дополнительными классами R, N и S обозначены спектры, похожие на K и M, но с иным химическим составом. Между каждыми двумя классами введены подклассы, обозначенные цифрами от 0 до 9. Например, спектр типа A5 находится посередине между A0 и F0. Дополнительными буквами иногда отмечают особенности звезд: «d» - карлик, «D» - белый карлик, «p» - пекулярный (необычный) спектр.

Наиболее точную спектральную классификацию представляет система МК, созданная У.Морганом и Ф.Кинаном в Йеркской обсерватории. Это двумерная система, в которой спектры расставлены как по температуре, так и по светимости звезд. Ее преемственность с одномерной Гарвардской классификацией в том, что температурная последовательность выражена теми же буквами и цифрами (A3, K5, G2 и т.д.). Но дополнительно введены классы светимости, отмеченные римскими цифрами: Ia, Ib, II, III, IV, V и VI, соответственно указывающие на яркие сверхгиганты, сверхгиганты, яркие гиганты, нормальные гиганты, субгиганты, карлики (звезды главной последовательности) и субкарлики. Например, обозначение G2 V относится к звезде типа Солнца, а обозначение G2 III показывает, что это нормальный гигант с температурой примерно как у Солнца.

ГАРВАРДСКАЯ СПЕКТРАЛЬНАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ

Спектральный класс

Эффективная температура, К

Цвет

O

26000-35000

Голубой

В

12000-25000

Бело-голубой

А

8000-11000

Белый

F

6200-7900

Желто-белый

G

5000-6100

Желтый

К

3500-4900

Оранжевый

М

2600-3400

Красный

Звезды имеют самые разные цвета. У Арктура желто-оранжевый оттенок, Ригель бело-голубой, Антарес ярко-красный. Доминирующий цвет в спектре звезды зависит от температуры ее поверхности. Газовая оболочка звезды ведет себя почти как идеальный излучатель (абсолютно черное тело) и вполне подчиняется классическим законам излучения М.Планка (1858-1947), Й.Стефана (1835-1893) и В.Вина (1864-1928), связывающим температуру тела и характер его излучения.

БЛЕСК И ЯРКОСТЬ

Глядя на звездное небо, можно заметить, что звезды различны по своей яркости, или, как говорят астрономы, по своему видимому блеску.

Наиболее яркие звезды условились называть звездами 1-й звездной величины; те из звезд, которые по своему блеску в 2,5 раза (точнее, в 2,512 раза) слабее звезд 1-й величины, получили наименование звезд 2-й звездной величины. К звездам 3-й звездной величины отнесли те из них. которые слабее звезд 2-й величины в 2,5 раза, и т. д. Самые слабые из звезд, доступных невооруженному глазу, были причислены к звездам 6-й звездной величины. Нужно помнить, что название «звездная величина» указывает не на размеры звезд, а только на их видимый блеск.

Можно подсчитать, во сколько раз звезды 1-й звездной величины ярче звезд 6-й звездной величины. Для этого нужно 2,5 взять множителем 5 раз. В результате получится, что звезды 1-ой звездной величины ярче по блеску звезд 6-й звездной величины в 100 раз. Всего на небе наблюдается 20 наиболее ярких звезд, о которых обычно говорят, что это звезды первой величины. Но это не значит, что они имеют одинаковую яркость. На самом деле одни из них несколько ярче 1-ой величины, другие несколько слабее и только одна из них - звезда в точности 1-й величины

Такое же положение и со звездами 2-й, 3-й и последующих величин. Поэтому для точного обозначения яркости той или иной звезды приходится прибегать к дробям. Так, например, те звезды, которые по своей яркости находятся посредине между звездами 1-й и 2-й звездных величин, считают принадлежащими к 1,5-й звездной величине. Есть звезды, имеющие звездные величины 1,6; 2,3; 3,4; 5,5 и т. д. На небе видно несколько особенно ярких звезд, которые по своему блеску превышают блеск звезд 1-й звездной величины. Для этих звезд ввели нулевую и отрицательные звездные величины. Так, например, самая яркая звезда северного полушария неба - Вега - имеет блеск 0,1 звездной величины, а самая яркая звезда всего неба - Сириус - имеет блеск минус 1,3 звездной величины.

Для всех звезд, видимых невооруженным глазом, и для многих более слабых точно измерена их звездная величина.

Возьмите обыкновенный бинокль и посмотрите в него на какой-нибудь участок звездного неба. Вы увидите много слабо светящихся звездочек, не видимых невооруженным глазом, потому что объектив (стекло, собирающее свет, в бинокле или телескопе) больше, чем зрачок человеческого глаза, и в него попадает больше света.

В обычный театральный бинокль легко видны звезды до 7-й звездной величины, а в призменный полевой бинокль - звезды до 9-й звездной величины. В телескопы же видно множество еще более слабосветящихся звезд. Так, например, в сравнительно небольшой телескоп (с поперечником объектива 80 мм) видны звезды до 12-й звездной величины. В более мощные современные телескопы можно наблюдать звезды до 18-й звездной величины. На фотографиях, снятых при помощи крупнейших телескопов, можно увидеть звезды до 23-й звездной величины. Они в 6 млн. раз слабее по блеску самых слабосветящихся звезд, которые мы видим невооруженным глазом. И если на небе невооруженному глазу доступно всего лишь около 6000 звезд, то в самые мощные современные телескопы можно наблюдать миллиарды звезд.

СВЕТИМОСТЬ

Полную мощность излучения звезды во всем диапазоне электромагнитного спектра называют истинной или болометрической «светимостью». Например, светимость Солнца 3,86ґ1026 Вт. Чем больше масса нормальной звезды, тем выше ее светимость; она возрастает примерно как куб массы. Это соотношение масса - светимость сначала было найдено из наблюдений, а позже получило теоретическое обоснование.

Поток энергии, приходящий от звезды на Землю, называют «видимым блеском»; он зависит не только от истинной светимости звезды, но и от ее расстояния до Земли. Звезда низкой светимости, расположенная близко к Земле, может иметь больший блеск, чем звезда высокой светимости на большом расстоянии.

звезда атмосфера спектр температура

ТЕМПЕРАТУРА ЗВЁЗД

Одной из важнейших характеристик, определяющих физическое состояние небесных светил, является их температура. Как и остальные параметры, температура светил определяется по их излучению с помощью тех или иных теоретических предположений. В частности, полагается, что источник света находится в состоянии термодинамического равновесия.

Так как последнее не всегда имеет место в атмосферах звезд, то определения температуры светил различными методами могут значительно отличаться друг от друга. Эффективная температура звезды представляет собой температуру абсолютно черного тела, размеры которого равны размерам звезды и полное излучение которого равно полному излучению звезды.

Эффективная температура звезды определяется из закона Стефана - Больцмана Е = оТ4. Чтобы определить температуру звезды по этому уравнению, надо подсчитать полное количество энергии, излучаемое звездой в единицу времени, узнать расстояние до звезды и ее радиус, на основании этих данных определить величину Е и потом температуру.

По суммарному излучению наружных слоев звезд в предположении, что звезды излучают как абсолютно черные тела, определена поверхностная температура звезд. Эта температура меняется от 30 000 до 3000° для отдельных звезд галактик. Температура недр звезд составляет миллионы градусов. Для звезд с поверхностной температурой 30 000° температура недр, по-видимому, будет порядка 100 000 000°. Для звезд с поверхностной температурой 3000° температура недр звезд оценивается в 10 000 000°.

Солнце имеет поверхностную температуру в 6000° и температуру недр 13 000 000°. Цветовая и яркостная температура. Спектрофотометрической, или цветовой, температурой звезды называется температура абсолютно черного тела, имеющего наиболее близкое к наблюдаемому относительное распределение интенсивности излучения в рассматриваемом участке спектра. Температура звезды, определенная для разных участков ее спектра, может быть при этом различной.

Если известно относительное распределение интенсивности излучения звезды во всем видимом диапазоне, то цветовую температуру звезды можно определить по закону Вина: Температура звезды по закону Вина определяется следующим образом. Строится кривая распределения энергий звезды, и к этой кривой подбирается теоретическая кривая с наиболее близким максимумом, полученная из теории излучения абсолютно черного тела. По положению максимума и определяют цветовую температуру звезды.

Если температура звезды определяется по сравнению с формулой Планка во всем спектральном интервале, то такая температура называется яркостной. Указанные выше способы определения температуры звезд приближенны. Причины этого заключаются поглощения в спектре деления энергий во-первых, в том, что темные звезды искажают картину непрерывном спектре, а, во-вторых, характер излучения звезд отличается от излучения абсолютно черного тела.

Показатель цвета звезд. Температура звезд определяет их цвет. Именно звезды наибольшей температуры (порядка 30 000° на поверхности) имеют голубовато-белую окраску. Звезды, поверхностная температура которых порядка 3000°, имеют красную окраску.

Солнце с температурой 6000° на поверхности обладает желтой окраской. Звезды промежуточной поверхностной температуры имеют окраску белую, желтовато-белую и желтовато-красную. Таким образом, звезды, имеющие различные температуры, кажутся нам окрашенными по-разному. В этом легко убедиться, если внимательно посмотреть на звездное небо.

При этом некоторые из звезд будут казаться нам голубовато-белыми (Сириус, Вега), другие звезды желтыми (Капелла, Спика) и, наконец, некоторые звезды красными (Антарес, Альдебаран). В качестве меры окраски звезды принято следующее: определяется блеск звезды, сфотографированной через синий фильтр, и ее же блеск - через желтый фильтр.

Разность этих значений называется показателем цвета звезды и принимается за меру цвета звезды. Можно дать другое определение цвета звезды: показателем цвета называют разность между фотографической величиной звезды и ее визуально наблюдаемой величиной. Последнее определение базируется на том, что фотографическая пластинка наиболее чувствительна к голубым лучам, а глаз - к красным.

Фотографическая и визуальная величины белых звезд типа Сириуса одинаковы. Голубые звезды фотографически будут более яркими, чем визуально. Поэтому разность фотографической и визуальной величины таких звезд будет отрицательной. Желтые и красные звезды фотографически будут менее ярки, чем визуально. Поэтому разность фотографической и визуальной величины таких звезд будет положительной.

Определение температуры и размеров звезды по показателю цвета. Окраску звезды можно характеризовать, с одной стороны, показателем ее цвета, а с другой стороны, длиной волны максимального лучеиспускания и по закону Вина определять температуру звезды. Следовательно, можно указать зависимость показателя цвета звезды от температуры. Эта связь может быть выражена либо формулой, либо задана графически. Таким образом, показатель цвета звезды позволяет определить ее температуру.

Предположим, что, помимо температуры звезды (которая определена по показателю ее цвета), известно расстояние D до звезды (определенное по годичному параллаксу). Тогда, зная видимую величину т звезды и расстояние до нее, определим ее абсолютную величину М.

Зная абсолютную величину, определим ее светимость L, которая является мерой излучения энергии звездой. Но излучение звезды определяется ее температурой и размерами. Следовательно, зная светимость L и температуру, можно вычислить линейный радиус звезды, выраженный в радиусах Солнца. Таким образом, зная показатель цвета и расстояние до звезды, можно определить размеры звезды.

НАШИ ВЫВОДЫ

Как известно, нагреваемый металл сначала начинает светиться красным светом, потом желтым и, наконец, белым при увеличении температуры. Также и со звездами. Красные - самые холодные, а белые (или даже голубые!) - самые горячие. Вновь вспыхнувшая звезда будет иметь цвет, соответствующий выделяемой в ее сердцевине энергии, а интенсивность этого выделения, в свою очередь, зависит от массы звезды. Значит, все нормальные звезды тем холоднее, чем они более красны, если так можно выразится. Тяжелые звезды - горячие и белые, легкие, немассивные - красные и относительно холодные. Теперь мы знаем, что самые высокие температуры соответствуют голубым звездам, самые низкие - красным. Уточним, что в этом абзаце шла речь о температурах видимых поверхностей звезд, ведь как мы уже знаем, в центре звезд (в их ядрах) температура гораздо выше, но и она наиболее велика в массивных голубых звездах.

Энергия, излучаемая звездами, настолько огромна, что мы можем их видеть на тех далеких расстояниях, на которые они от нас удалены: десятки, сотни, тысячи световых лет!. Энергия Солнца управляет всеми основными передвижениями воды и воздуха на Земле. Все топливо, которое мы сжигаем - остатки растений, когда-то поглощавших излучение Солнца.

По современным представлениям, излучение энергии звезд вызывает уменьшение их массы. В этом смысле, следует понимать, что энергия и масса - одно и то же. Излучаемая энергия связана с теряемой массой простым соотношением Е=m. c2, где с - скорость света. Солнце теряет ежесекундно миллионы тонн. Однако, за 5 миллиардов лет своего существования оно израсходовало лишь половину имеющегося в его недрах ядерного горючего.

Возникает вопрос: а какие звезды дольше живут: те, что обладают большой массой и характеризуются большой скоростью протекания ядерных реакций, или те, что маломассивны, но излучают мало энергии? Оказывается, что скорость протекания ядерного синтеза пропорциональна массе звезды в четвертой степени. Следовательно, массивные звезды сгорают быстрее, чем немассивные. Самые тяжелые сжигают весь водород за несколько сот тысяч лет, а легкие красные звезды могут светить, "не торопясь", несколько десятков миллиардов лет. Нашему Солнцу таких миллиардов осталось еще 5, значит, оно - звезда в среднем возрасте и свой водород сжигает без особого усердия.

ЛИТЕРАТУРА

с Тейлер Р. Строение и эволюция звезд. М., 1973

с Каплан С.А. Физика звезд. М., 1977

с Шкловский И.С. Звезды. Их рождение, жизнь и смерть. М., 1984

с Масевич А.Г., Тутуков А.В. Эволюция звезд: теория и наблюдения. М., 1988

с Бисноватый-Коган Г.С. Физические процессы теории звездной эволюции. М., 1989

с Сурдин В.Г., Ламзин С.А. Протозвезды. Где, как и из чего формируются звезды. М., 1992

САЙТЫ

с http://ru.wikipedia.org

с http://skywatching.net

с http://uletai.com.ua

с http://astro-all.narod.ru

Размещено на Allbest.ru


Подобные документы

  • Из чего состоят звезды? Основные звездные характеристики. Светимость и расстояние до звезд. Спектры звезд. Температура и масса звезд. Откуда берется тепловая энергия звезды? Эволюция звезд. Химический состав звезд. Прогноз эволюции Солнца.

    контрольная работа [29,4 K], добавлен 23.04.2007

  • Происхождение звезд, их движение, светимость, цвет, температура и состав. Скопление звезд, звезды-гиганты, белые и нейтронные карлики. Расстояние от нас до звезд, их возраст, способы определения астрономических расстояний, фазы и этапы эволюции звезды.

    реферат [28,1 K], добавлен 08.06.2010

  • Двойные звезды. Открытие двойных звезд. Измерение параметров двойных звезд. Теплые двойные звезды. Рентгеновские двойные звезды. Характерные примеры двойных звезд Центавра. Сириус. Двойные звезды - две звезды, обращающиеся вокруг общего центра тяжести.

    реферат [39,4 K], добавлен 19.01.2006

  • Пути, ведущие к появлению ярких звезд на нашем ночном небосводе. Химический состав звезд. Гарвардская спектральная классификация. Особенности звездных спектров. Источники звёздной энергии. Рождение и срок жизни звезд. Гипотезы о причине взрывов звезд.

    реферат [25,4 K], добавлен 27.12.2010

  • Карта звездного неба. Ближайшие звезды. Ярчайшие звезды. Крупнейшие звезды нашей Галактики. Спектральная классификация. Звездные ассоциации. Эволюция звезд. Диаграммы Герцшпрунга – Рессела шаровых скоплений.

    реферат [365,6 K], добавлен 31.01.2003

  • Сущность звезды как небесного тела, в котором происходят термоядерные реакции. Единицы измерения звездных характеристик, способы определения массы и химического состава звезды. Роль диаграммы Герцшпрунга-Рассела в исследовании звезд, процесс их эволюции.

    презентация [4,1 M], добавлен 26.06.2011

  • Исследование основ спектральной классификации звезд. Изучение спектра распределения энергии излучения по частоте и по длинам волн. Определение основных свойств излучающего объекта. Температура и давление на поверхности звезд разных спектральных классов.

    реферат [147,1 K], добавлен 02.01.2017

  • Температура поверхности нашего желтого Солнца. Спектральные классы звезд. Процесс зарождения звезды. Уплотнение до начала Главной последовательности. Превращение ядра водорода в ядро гелия. Образование сверхновой и нейтронной звезды. Граница черной дыры.

    реферат [142,8 K], добавлен 02.09.2013

  • Причина переменной яркости и изменение размера звезды. Расположение спектроскопической двойной звезды. Анализ света с помощью спектроскопа. Наблюдение астрономами периода пульсации Цефеид. Изучения движения, прямое восхождение и склонение звезды.

    презентация [168,3 K], добавлен 13.10.2014

  • Понятие и виды двойных звезд, измерение их массы с помощью законов Кеплера. Возникновение вспышки в результате встречи потоков вещества, устремляющихся от звезд. Влияние сил тяготения на двойные звезды, характерные особенности рентгеновских пульсаров.

    презентация [773,3 K], добавлен 21.03.2012

Работы в архивах красиво оформлены согласно требованиям ВУЗов и содержат рисунки, диаграммы, формулы и т.д.
PPT, PPTX и PDF-файлы представлены только в архивах.
Рекомендуем скачать работу.