В чем главная причина различия спектров звезд?

Измерить скорость

Эффект Доплера в астрономииЭффект Доплера в астрономии

Эффект Доплера был теоретически разработан австрийским физиком в 1840 году, в честь которого он и был назван. Этот эффект можно пронаблюдать, прислушиваясь к гудку проезжающего мимо поезда. Высота гудка приближающегося поезда будет заметно отличаться от гудка отдаляющегося. Примерно таким образом Эффект Доплера и был доказан теоретически. Эффект заключается в том, что для наблюдателя длина волны движущегося источника искажается. Она увеличивается при удалении источника и уменьшается при приближении. Аналогичным свойством обладают и электромагнитные волны.

При отдалении источника всё темные полосы на спектре его излучения смещаются к красной стороне. Т.е. все длины волн увеличиваются. Точно также при приближении источника они смещаются к фиолетовой стороне. Таким образом стал отличным дополнением к спектральному анализу. Теперь по линиям в спектре можно было узнать то, что раньше казалось невозможным. Измерить скорости космических объекта, рассчитать орбитальные параметры двойных звёзд, скорости вращения планет и многое другое. Особую роль эффект «красного смещения» произвёл в космологии.

Открытие американского учёного Эдвина Хаббла сравнимо с разработкой Коперником гелиоцентрической системы мира. Исследуя яркость цефеид в различных туманностях, он доказал, что многие из них расположены намного дальше Млечного Пути. Сопоставив полученные расстояния с спектров галактик, Хаббл открыл свой знаменитый закон. Согласно нему, расстояние до галактик пропорционально скорости их удаления от нас. Хотя его закон несколько разнится с современными представлениями, открытие Хаббла расширило масштабы Вселенной.

Спектральный анализ в астрономии

Как отмечалось ранее, именно с Солнца началось изучение спектральных линий. Поэтому неудивительно, что исследование спектров сразу же нашло своё применение в астрономии.

Разумеется, первым делом астрономы принялись использовать этот метод для изучения состава звезд и других космических объектов. Так у каждой звезды появился свой спектральный класс, отражающий температуру и состав их атмосферы. Также стали известны параметры атмосферы планет солнечной системы. Астрономы приблизились к пониманию природы газовых туманностей, а также , и многих других небесных объектов и явлений.

Однако с помощью спектрального анализа можно узнать не только о качественном составе объектов.

6.1.4. Спектр звезды window.top.document.title = “6.1.4. Спектр звезды”;

Рисунок 6.1.4.1.Спектрограмма рассеянного скопления Гиады

Спектры звезд – это их паспорта с описанием всех звездных особенностей. Звезды состоят из тех же химических элементов, которые известны на Земле, но в процентном отношении в них преобладают легкие элементы: водород и гелий. По спектру звезды можно узнать ее светимость, расстояние до звезды, температуру, размер, химический состав ее атмосферы, скорость вращения вокруг оси, особенности движения вокруг общего центра тяжести. Спектральный аппарат, устанавливаемый на телескопе, раскладывает свет звезды по длинам волн в полоску спектра. По спектру можно узнать, какая энергия приходит от звезды на различных длинах волн и оценить очень точно ее температуру.

Цвет и спектр звезд связан с их температурой. В холодных звездах с температурой фотосферы 3 000 К преобладает излучение в красной области спектра. В спектрах таких звездах много линий металлов и молекул. В горячих голубых звездах с температурой свыше 10 000–15 000 К большая часть атомов ионизована. Полностью ионизованные атомы не дают спектральных линий, поэтому в спектрах таких звездах линий мало.

Согласно спектрам звезды делятся на спектральные классы:

Спектральный класс Цвет Температура, K Особенности спектра Типичные звезды W Голубой 80 000 Излучения в линиях гелия, азота, кислорода Звезда Вольфа–Райе, ?2 Парусов О Голубой 40 000 Интенсивные линии ионизированного гелия, линий металлов нет Минтака В Голубовато-белый 20 000 Линии нейтрального гелия. Слабые линии Н и К ионизованного кальция Спика А Белый 10 000 Линии водорода достигают наибольшей интенсивности. Видны линии Н и К ионизованного кальция, слабые линии металлов Сириус, Вега F Желтоватый 7 000 Ионизированные металлы. Линии водорода ослабевают Процион, Канопус G Желтый 6 000 Нейтральные металлы, интенсивные линии ионизованного кальция Н и К Солнце, Капелла К Оранжевый 4 500 Линий водорода почти нет. Присутствуют слабые полосы окиси титана. Многочисленные линии металлов. Арктур, Альдебаран М Красный 3 000 Сильные полосы окиси титана и других молекулярных соединений Антарес, Бетельгейзе L Темно-красный 2 000 Сильные полосы CrH, рубидия, цезия Kelu-1 T «Коричневый» карлик 1 500 Интенсивные полосы поглощения воды, метана, молекулярного водорода Gliese 229B

Таблица 6.1.4.1

Более детальная классификация звезд называется гарвардской.

Рисунок 6.1.4.2.Спектры различных звезд

Характерной особенностью звездных спектров также является наличие у них огромного количества линий поглощения, принадлежащих различным элементам. Тонкий анализ этих линий позволил получить особенно ценную информацию о природе наружных слоев звезд.

Химический состав наружных слоев звезд, откуда к нам непосредственно приходит их излучение, характеризуется полным преобладанием водорода. На втором месте находится гелий, а количество остальных элементов достаточно невелико. Приблизительно на каждые десять тысяч атомов водорода приходится тысяча атомов гелия, около 10 атомов кислорода, немного меньше углерода и азота и всего лишь один атом железа. Примеси остальных элементов совершенно ничтожны. Без преувеличения можно сказать, что звезды состоят из водорода и гелия с небольшой примесью более тяжелых элементов.

Хорошим индикатором температуры наружных слоев звезды является ее цвет. Горячие звезды спектральных классов О и В имеют голубой цвет; звезды, сходные с нашим Солнцем (спектральный класс которого G2), представляются желтыми, звезды же спектральных классов К и М – красные. В астрофизике имеется тщательно разработанная и вполне объективная система цветов. Она основана на сравнении наблюдаемых звездных величин, полученных через различные строго эталонированные светофильтры. Количественно цвет звезд характеризуется разностью двух величин, полученных через два фильтра, один из которых пропускает преимущественно синие лучи («В»), а другой имеет кривую спектральной чувствительности, сходную с человеческим глазом («V»). Техника измерений цвета звезд настолько высока, что по измеренному значению B-V можно определить спектральный класс звезды с точностью до подкласса. Для слабых звезд анализ цветов – единственная возможность их спектральной классификации.

Виды спектра

Световые волны являются частью огромного диапазона излучений. За видимой границей синей части спектра находятся ультрафиолетовая и рентгеновская зоны. За красным краем распределения лежит тепловая часть длин волн. Гигантские раскалённые тела обычно дают ровный линейный спектр. Нагретые разреженные газы и пары излучают наборы ярких линий определённых цветов. Свет прошедший через облака газов даёт спектр поглощения. Неизлучающие твёрдые тела и жидкости такими методами изучить невозможно. Их состав определяют с помощью фотометров, например модели В-1200 , работающей в диапазонах от инфракрасного до ультрафиолетового.

Линии на радуге

Темные линии на спектре Солнца заметил ещё в 1802 году изобретатель Волластон. Однако сам первооткрыватель особо не зациклился на этих линиях. Их обширное исследование и классификацию произвел в 1814 году Фраунгофер. В ходе своих опытов он заметил, что своим набором линий обладает Солнце, Сириус, Венера и искусственные источники света. Это означало, что эти линии зависят исключительно от источника света. На них не влияет земная атмосфера или свойства оптического прибора.

Природу этих линий в 1859 открыл немецкий физик Кирхгоф вместе с химиком Робертом Бунзеном. Они установили связь между линиями в спектре Солнца и линиями излучения паров различных веществ. Так они сделали революционное открытие о том, что каждый химический элемент обладает своим набором спектральных линий. Следовательно, по излучению любого объекта можно узнать о его составе. Так был рождён спектральный анализ.

В ходе дальнейших десятилетий благодаря спектральному анализу были открыты многие химические элементы. В их число входит гелий, который был сначала обнаружен на Солнце, за что и получил своё название. Поэтому изначально он считался исключительно солнечным газом, пока через три десятилетия не был обнаружен на Земле.

Диаграмма «спектр — светимость»

Полученные данные о светимости и спектрах звёзд уже в начале XX в. были сопоставлены двумя астрономами — Эйнаром Герцшпрунгом (Голландия) и Генри Расселлом (США) — и представлены в виде диаграммы, которая получила название «диаграмма Герцшпрунга-Расселла». Если по горизонтальной оси отложены спектральные классы (температура) звезд, а по вертикальном — их светимости (абсолютные звездные величины), то каждой звезде будет соответствовать определённая точка на этой диаграмме (рис. 5.15). В результате обнаруживается определённая закономерность в расположении звезд на диаграмме — они не заполняют все ее поле, а образуют несколько групп, названных последовательностями. Наиболее многочисленной (примерно 90% всех звёзд) оказалась главная последовательность, к числу звезд которой принадлежит наше Солнце (его положение отмечено на диаграмме кружочком). Звёзды этой последовательности отличаются друг от друга по светимости и температуре, и взаимосвязь этих характеристик соблюдается весьма строго: самую высокую светимость имеют наиболее горячие звёзды, а по мере уменьшения температуры светимость падает. Красные звёзды малой светимости получили название красных карликов. Вместе с тем на диаграмме существуют и другие последовательности, где подобная закономерность не соблюлается. Особенно заметно это среди более холодных (красных) звёзд: помимо звёзд, принадлежащих главной последовательности и потому имеющих малую светимость, на диаграмме представлены звёзды высокой светимости, которая практически не меняется при изменении их температуры. Такие звезды принадлежат двум последовательностям (гиганты и сверхгиганты), получившим эти названия вследствие своей светимости, которая значительно превосходит светимость Солнца. Особое место на диаграмме занимают горячие звёзды малой светимости — белые карлики.

Лишь к концу XX в., когда объём знаний о физических процессах, происходящих в звёздах, существенно увеличился и стали понятными пути их эволюции, удалось найти теоретическое обоснование тем эмпирическим закономерностям, которые отражает диаграмма «спектр — светимость».

Пример решения задачи

Вопросы

1. Как определяют расстояния до звёзд? 2. От чего зависит цвет звезды? 3. В чём главная причина различия спектров звёзд? 4. От чего зависит светимость звезды?

Упражнение 18

1. Во сколько раз Сириус ярче, чем Альдебаран; Солнце ярче, чем Сириус? 2. Одна звезда ярче другой в 16 раз. Чему равна разность их звёздных величин? 3. Параллакс Веги 0,11″. Сколько времени идёт свет от неё до Земли? 4. Сколько лет надо было бы лететь по направлению к созвездию Лиры со скоростью 30 км/с, чтобы Вега стала вдвое ближе? 5. Во сколько раз звезда 3,4 звёздной величины слабее, чем Сириус, имеющий звёздную величину —1,6? Чему равны абсолютные величины этих звезд, если расстояние до каждой составляет 3 пк?

Ответы

1. а) Примерно в 10 раз; б) в 1010 раз. 2. Примерно 3 зв. величины. 3. 29,3 года. 4. Примерно 146 тыс. лет. 5. а) В 100 раз; б) 6m; 1m.

Состав и структура звезд

Звезды — это яркие светила, которые состоят из газа, пыли и других материалов. Внутри звезд происходят различные физические процессы, такие как ядерные реакции и гравитационные сжатия. Эти процессы определяют состав и структуру звезды и, соответственно, спектральные характеристики, которые мы наблюдаем.

Основные составные элементы звезды — это водород и гелий. Водород является основным источником энергии в звезде. В процессе ядерного слияния внутри звезды, атомы водорода объединяются в атомы гелия, высвобождая огромное количество энергии. Кроме того, внутри звезд происходят и другие ядерные реакции, в результате которых образуются тяжелые элементы, такие как кислород, углерод, азот и железо.

Различия в спектрах звезд связаны с особенностями их состава. Каждый элемент вещества имеет свою уникальную спектральную «подпись», которая проявляется в виде тонких линий на спектре звезды. Анализ спектра звезды позволяет определить, какие элементы присутствуют в ее составе и в каких количествах.

Кроме того, состав и структура звезды определяют их размеры и массу. Звезды могут быть разного размера — от карликов, которые имеют диаметр всего несколько десятков километров, до гигантов, у которых диаметр может достигать нескольких сотен миллионов километров. Масса звезд тоже может сильно отличаться — от маленьких звезд массой всего несколько процентов массы Солнца до супергигантов с массой в несколько десятков раз больше массы Солнца.

В итоге, различия в спектрах звезд связаны с их составом и структурой. Анализ спектра позволяет узнать о состоянии звезды, ее эволюции и других физических свойствах.

Наличие и характеристика элементов

Спектры звезд представляют собой совокупность линий, которые возникают из-за взаимодействия света с атомами и молекулами в их атмосферах. Главная причина различия спектров звезд заключается в наличии и характеристике элементов, которые составляют их состав.

В составе звезд присутствуют различные химические элементы, такие как водород, гелий, кислород, углерод, железо и многие другие. Каждый из этих элементов имеет уникальные свойства, включая способность поглощать и испускать определенные длины волн света.

Поглощение и испускание света атомами и молекулами определяется их энергетическим уровнем. Когда атомы поглощают энергию, например, от источника света, они переходят на более высокие энергетические уровни. При возвращении на более низкие энергетические уровни атомы испускают свет определенных длин волн.

Каждый элемент имеет свои уникальные энергетические уровни, что определяет специфический набор линий в спектре звезды, связанный с его присутствием. Например, водород имеет спектральные линии в видимой части спектра, поэтому можно наблюдать характерные красные и синие линии в спектре звезды, содержащей этот элемент.

Характеристика элементов в спектрах звезд также может быть использована для определения их химического состава. Астрономы анализируют спектры звезд, сравнивая их линии с линиями, полученными в лаборатории для известных элементов. Таким образом, они могут определить наличие и количество различных элементов в звезде.

Исследование спектров звезд и характеристик элементов позволяет нам получить ценную информацию о происхождении и эволюции звезд, а также о составе и структуре вселенной в целом.

Гравитационные и ядерные реакции

Главная причина различия спектров звезд заключается в гравитационных и ядерных реакциях, которые происходят в их ядре и оболочках.

Гравитационные реакции определяют внутреннюю структуру и эволюцию звезды. Они отвечают за сжатие и нагревание газовой смеси в ядре, что приводит к термоядерным реакциям.

Ядерные реакции, в свою очередь, являются основной причиной излучения звезды и формирования ее спектра. Они протекают внутри звезды и приводят к синтезу более тяжелых элементов из легких, таких как водород и гелий.

При ядерных реакциях освобождается огромное количество энергии, в виде света и тепла. Именно благодаря этой энергии звезда светится и отдает часть своего излучения во внешнее пространство.

Различия в спектрах звезд обусловлены как их разным составом, так и стадией эволюции. Разные звезды содержат разные элементы, а их концентрация влияет на спектральные линии в спектре. Кроме того, стадия эволюции звезды также влияет на ее спектр.

Таким образом, гравитационные и ядерные реакции являются основной причиной различия спектров звезд. Изучение и анализ спектров позволяет узнать о составе и эволюции звезд и является важным инструментом астрономических исследований.

Звезды и их спектральные особенности: роль возраста и массы

Звезды и классификация

Как известно, звезды классифицируются по разным характеристикам, включая их массу, температуру и возраст. Однако, почему спектры звезд различаются в зависимости от их класса и подкласса — остается вопросом. Для ответа на этот вопрос необходимо изучить роль возраста и массы звезд в определении состава и спектральных особенностей.

Спектры и состав звездной атмосферы

Спектры звезд отражают химическое разнообразие в их атмосферах. Было обнаружено, что в спектрах различных звезд преобладают определенные элементы, такие как водородные и гелиевые атомы, но также присутствуют и другие элементы в разной пропорции. Масса и возраст звезды могут влиять на наличие и распределение этих элементов, что отражается в спектре.

Масса звезды	Возраст звезды	Состав звездной атмосферы	Спектральные особенности
Большая масса	Молодая	Богатый водородом и гелием	Широкие и интенсивные спектральные линии в ультрафиолетовой области
Малая масса	Старая	Бедный водородом и гелием, но богатый тяжелыми элементами	Узкие и слабые спектральные линии в видимой и инфракрасной областях

Таблица демонстрирует связь между массой и возрастом звезды с ее спектральными особенностями. Масса больше влияет на наличие и интенсивность водородных и гелиевых линий, в то время как возраст определяет пропорции и присутствие других элементов.

Таким образом, масса и возраст звезд играют важную роль в определении состава и спектральных особенностей. Дальнейшие исследования в этой области могут помочь лучше понять физические и астрономические факторы, влияющие на неоднородность спектров и расширить наши знания о формировании звездных спектров.

Ядерные реакции в звездах

Спектры звёзд предоставляют информацию о том, какие элементы содержатся в их атмосферах. Однако, почему спектры различных звёзд так отличаются друг от друга?

Основной причиной для различия спектров звёзд являются ядерные реакции, которые происходят в их ядрах. Внутри звезды происходят ядерные синтезы, в результате которых происходит превращение одних элементов в другие.

В исходных составных элементах звёзд преобладают наиболее легкие элементы, такие как водород и гелий. Однако, внутри звезд происходят термоядерные реакции, в которых в результате высоких температур и давления, эти элементы сливаются или превращаются в другие элементы.

Тип звезды	Происходящие реакции
Звезды-двойники	Слияние водорода в гелий
Красные гиганты	Сжигание гелия в углерод и кислород, а затем сжигание этих элементов в более тяжелые элементы
Сверхновые	Взрывы, в результате которых образуются самые тяжелые элементы, такие как железо и выше

Таким образом, различие спектров звёзд объясняется различными составами элементов, которые образуются в результате ядерных реакций в их ядрах. Это объясняет, почему спектры различных звёзд содержат разные линии испускания и поглощения.

Синтез элементов

Спектры звезд формируются в результате излучения энергии, которую звезда излучает в пространство. Каждый элемент имеет свой характерный спектр излучения, так как при переходе электронов в атомах и молекулах с одной орбиты на другую происходит излучение фотонов определенной энергии.

Именно поэтому спектры звезд имеют особенности, обусловленные их составом. Различные химические элементы, такие как водород, гелий, кальций и другие, обнаруживаются в спектрах звезд.

Почему спектры звезд отличаются? Это происходит потому, что различные звезды имеют разные составы элементов в своих ядрах. Синтез элементов происходит в звездах на протяжении их жизни, когда температура и давление в ядре достаточно высоки для протекания ядерных реакций.

Звезды разной массы и возраста имеют разные химические составы, что влияет на их спектры. Например, молодые звезды, которые только начинают синтезировать элементы, имеют более простые спектры, состоящие преимущественно из водорода и гелия.

Таким образом, синтез элементов играет важнейшую роль в формировании спектров звезд и объясняет различия между ними.

Энергия и ядерные реакции

Почему спектры звезд различаются? Ответ на этот вопрос связан с различиями в ядерных реакциях, происходящих в разных звездах. Разное количество и различный тип вещества, а также условия, при которых происходят ядерные реакции, определяют спектральные линии и цвет каждой звезды.

Наблюдая за спектрами звезд, астрофизики могут получить информацию о составе звездных атмосфер и о происходящих в них ядерных реакциях. Это помогает лучше понять законы физики, устанавливающие связь между энергией и спектральными характеристиками звезд.

Спектральный класс звезды	Тип ядерных реакций
Горячие звезды типа О и B	Ядерные реакции с участием легких элементов, таких как водород и гелий
Звезды типа A и F	Ядерные реакции с участием более тяжелых элементов, таких как углерод и кислород
Звезды типа G, K и M	Ядерные реакции, включающие фотоядерные реакции и реакции синтеза легких элементов

Именно энергия, выделяющаяся в процессе ядерных реакций, определяет тепловое и световое излучение звезд. Таким образом, изучение энергии и ядерных реакций является важным компонентом астрофизических исследований и позволяет более глубоко понять природу звезд и их разнообразие.

Новые и сверхновые звёзды

Начиная с глубокой древности, в исторических летописях разных народов неоднократно отмечены случаи появления звёзд, видимых невооружённым глазом на том месте, где их прежде не было. Особенно удивительными были эти «новые» звёзды, когда они становились столь яркими, что могли наблюдаться даже днём. Затем их свет постепенно, в течение нескольких месяцев ослабевал настолько, что звезду уже нельзя было видеть невооружённым глазом. Например, в китайских и японских хрониках сохранились сведения о «звезде-гостье», которая вспыхнула в созвездии Тельца в 1054 г. и в течение трех недель была видна днем, а через год совершенно «исчезла». В 1572 г. учитель Кеплера Тихо Браге наблюдал в созвездии Кассиопеи новую звезду, которая была ярче Венеры. В 1604 г

уже сам Кеплер наблюдал новую звезду в созвездии Змееносца.В настоящее время различают новые и сверхновые вспыхивающие звёзды. Такие неожиданные вспышки наблюдаются у звёзд, которые до этого долгое время оставались слабыми и не привлекали к себе внимание астрономов

У новых звёзд светимость возрастает на 12—13 звёздных величин и выделяется энергия до 1039 Дж. Звезда приобретает максимальную яркость всего за несколько суток, а ослабление до первоначального значения светимости может длиться годами (рис. 5.27)

 В 1954 г. было обнаружено, что одна из новых звёзд (DQ Геркулеса) является двойной с периодом обращения всего 4 ч 39 мин. Один из компонентов — белый карлик, а другой — красная звезда главной последовательности. Из-за их близкого расположения на белый карлик перетекает газ из атмосферы красного карлика. По мере накопления водорода плотность и температура внешних слоёв белого карлика возрастает, создаются условия для начала термоядерных реакций превращения водорода в гелий. Они происходят настолько быстро, что приобретают характер взрыва. При этом внешние слои звезды, составляющие небольшую часть её массы, расширяются и выбрасываются в космическое пространство. Их свечение и наблюдается как вспышка новой звезды. Такое явление может повторяться с тесными двойными звёздами неоднократно: у одних через тысячи, у других с изменением светимости на 4—5 звёздных величин через несколько десятков лет.

https://youtube.com/watch?v=_jp0QDk-ntg

 Домашнее задание:

1)Изучить материал.

2) Вопросы к зачету по теме ” Солнце и звезды”:

• Из каких химических элементов состоит Солнце и каково их соотношение?
• Каков источник энергии излучения солнца? Какие изменения происходят при этом?
• Какой слой Солнца является основным источником  видимого излучения?
• Каково внутреннее строение Солнца? Назовите слои его атмосферы.
• В каких пределах изменяется температура Солнца от центра до фотосферы?
• Какими способами осуществляется  перенос энергии из недр Солнца наружу?
• Чем объясняется наблюдаемая на Солнце грануляция?
• Какие проявления Солнечной активности наблюдаются в различных слоях  атмосферы Солнца? С чем связана  причина этих явлений?
• Чем объясняется  понижение температуры  в области солнечных пятен?
• Какие явления на Земле связаны с солнечной активностью?
• Как определяют расстояния до звезд?-
• От чего зависит цвет звезды?
• В чем главная причина  различия спектров звезд?
• От чего зависит светимость звезды?
• Чем объясняется изменение яркости некоторых двойных звезд?
• Во сколько  раз отличаются размеры и плотности звезд-сверхгигантов и карликов?
• Каковы (примерно) размеры самых маленьких звезд?
• Перечислите известные Вам типы переменых звезд.
• Перечислите конечные стадии эволюции звезд?
• В чем причина изменения блеска цефеид?
• Почему цефеиды называют “Маяками вселенной”?
• Что такое пульсары?
• Может ли Солнце вспыхнуть, как новая или сверхновая звезда? Почему?
• Во сколько раз отличаются размеры и плотности звезд-карликов и звезд-сверхгигантов?
• Каковы размеры самых маленьких звезд?
• Звезда какого класса холодней F или B? Ответ поясните.
• В чем отличие видимой и абсолютной звезных величин?
• Сколько времени (в годах) свет идет от звезды, если ее параллакс равен 0.7″
• Чему равен годичный параллакс звезды, если свет от нее идет 75 год/года/лет
• Сколько земных лет будет лететь до звезды космический корабль со скоростью 90 км/с, если расстояние до нее 8 парсек?

Основная (гарвардская) спектральная классификация звезд

В Гарвардской обсерватории (США) на протяжении нескольких десятков лет были сделаны многочисленные фотографии небесных светил. Анализируя полученные изображения, ученые смогли создать классификацию звездных спектров. Над ней трудились Пикеринг и Кэннон с 1890 по 1924 года. Гарвардская спектральная классификация звезд на сегодняшний день считается основной. Для обозначения спектральных типов используют буквы – О, В, A, F, G, К и М. На момент разработки классификации специалисты еще не знали, как связаны спектр и температурные показатели, поэтому первоначально порядок спектральных классов совпадал с расположением букв в алфавите.

Каждый класс из основной спектральной классификации звезд делится на подклассы. Их принято обозначать от 0 до 9, где 0 – это самые горячие светила, а 9 – самые холодные. В последовательности спектральных классов наблюдается непрерывное падение температуры. Большая часть небесных светил относится к последовательности от О до М. Ее особенность в непрерывности, а звездные характеристики здесь постепенно меняются при переходе от одного класса к другому.

Цвет поверхности звезды говорит об ее температуре, благодаря чему светило относят к тому или иному спектральному классу. Например, звезды с самыми высокими температурами светятся голубым цветом и относятся к классам О и В. Спектральные класс нашего Солнца G2, его цвет – желтый. А вот самые холодные звезды светятся красным, их относят к классам К и М.

Есть еще дополнительные классы L и T. Их применяют для обозначения коричневых карликов с разными температурными показателями. Но эти объекты настолько малы (примерно 0,1 солнечных масс), что наблюдать их в большинстве случаев невозможно. Они практически ничего не излучают в видимом диапазоне.

Экзотические и искажающие факторы

Магнитные поля могут вызывать изменения в спектре звезды, например, из-за эффекта Зеемана, который проявляется в виде расщепления спектральных линий под воздействием магнитного поля. Это может привести к изменению интенсивности и формы линий, что затрудняет пометку спектральных классов и определение химического состава звезды.

Другим фактором, влияющим на спектральные значения, является наличие двойных и множественных звездных систем. В таких системах звезды обращаются вокруг общего центра массы и создают сложное гравитационное взаимодействие. Это может приводить к возмущению спектров звезд и появлению спектральных особенностей связанных с возмущением газов в различных областях системы.

Помимо этого, атмосферные условия влияют на спектральные значения звезд. Атмосфера планеты, на которой наблюдаются звезды, может содержать различные газы и примеси, которые могут вносить дополнительные линии и поглощения в звездный спектр. Это может привести к искажению спектральных значений и неправильной классификации звезды.

Также сильное поглощение света межзвездной пылью и газом может искажать потоки фотонов от звезды, что приводит к изменению спектральных значений. Интерстелларная пыль и газ могут вызывать поглощение света и выброс линий поглощения, что может сместить или заполнить определенные области спектра.

Учет всех этих факторов и их влияния на спектральные значения является важной задачей для астрономов, которые стремятся получить точные данные о звездах и сделать более полное понимание их физических свойств и эволюции

Химический состав и возраст звезд

Кроме того, возраст звезды также оказывает влияние на ее спектр. Старые звезды имеют более сложный химический состав, так как они образовались из газа, который уже прошел этапы звездообразования и звездного эволюционного процесса. Молодые звезды, наоборот, состоят главным образом из простых элементов, так как они образовались из свежего газа.

Таким образом, химический состав и возраст звезд являются двумя факторами, способствующими различию их спектров. Когда спектры звезд анализируются астрономами, они могут получить информацию о химическом составе и возрасте звезды, что позволяет лучше понять ее эволюцию.

Принципы спектроскопии

Оптический спектральный анализ относительно прост в техническом исполнении. В основе его работы лежит разложение излучения исследуемого объекта и дальнейший анализ полученного спектра. Используя стеклянную призму, в 1671 году Исаак Ньютон осуществил первое «официальное» разложение света. Он же и ввёл в слово «спектр» в научный обиход. Собственно, раскладывая таким же образом свет, Волластон и заметил чёрные линии на спектре. На этом принципе работают и спектрографы.

Разложение света может также происходить с помощью дифракционных решёток. Дальнейший анализ света можно производить самыми различными методами. Изначально для этого использовалась наблюдательная трубка, затем – фотокамера. В наши дни получаемый спектр анализируется высокоточными электронными приборами.

До сих пор речь шла об оптической спектроскопии. Однако современный спектральный анализ не ограничивается этим диапазоном. Во многих областях науки и техники используется спектральный анализ практически всех видов электромагнитных волн – от радио до рентгена. Естественно, такие исследования осуществляются самыми различными методами. Без различных методов спектрального анализа мы бы не знали современной физики, химии, медицины и, конечно же, астрономии.

Влияние размеров и возраста звезд на их спектры

Спектры звезд могут значительно различаться в зависимости от их размеров и возраста. Эти факторы оказывают существенное влияние на химический состав и физические свойства звездной материи, которые отражаются в спектральных линиях.

Размеры звезды могут быть определены по ее светимости и температуре. Более крупные звезды (гиганты и супергиганты) имеют более высокую светимость, что приводит к более интенсивным спектральным линиям. Кроме того, такие звезды обладают более сложной структурой внутренних слоев и более широким диапазоном температур на своей поверхности. В результате, их спектры содержат больше спектральных линий и широкие линии поглощения и излучения.

Малые звезды, такие как красные карлики, имеют гораздо меньшую светимость и меньший размер в сравнении с гигантами и супергигантами. У них наблюдаются более узкие и слабые спектральные линии, связанные с их более низким давлением и температурой на поверхности.

Возраст звезды также важен для ее спектральных характеристик. Молодые звезды, которые только-только начали свою эволюцию, имеют особенные спектры, содержащие эмиссионные линии, обусловленные активными процессами в их внутренних слоях. Со временем эти линии угасают, и спектры звезд становятся более похожими на спектры звезд среднего возраста, которые содержат большое количество спектральных линий поглощения и излучения.

Итак, размеры и возраст звезды являются главными факторами, определяющими ее спектральные характеристики. Изучение спектров звезд позволяет нам получать информацию о их свойствах и составе, а также помогает лучше понять процессы, происходящие в их внутренней структуре и эволюции.

Факторы	Влияние на спектры звезд
Размеры	Более крупные звезды имеют более интенсивные спектральные линии и более широкий диапазон температур.
Возраст	Молодые звезды имеют спектры с эмиссионными линиями, в то время как спектры звезд среднего возраста содержат большое количество спектральных линий поглощения и излучения.

Три вида спектра

Чем же объясняется такое поведение спектра? Ответ кроется в квантовой природе излучения. Как известно, при поглощении атомом электромагнитной энергии, его внешний электрон переходит на более высокий энергетический уровень. Аналогично при излучении – на более низкий. Каждый атом имеет свою разницу энергетических уровней. Отсюда и уникальная частота поглощения и излучения для каждого химического элемента.

Именно на этих частотах излучает и испускает газ. В тоже время твёрдые и жидкие тела при нагревании испускают полный спектр, независящий от их химического состава. Поэтому получаемый спектр подразделяется на три типа: непрерывный, линейчатый спектр и спектр поглощения. Соответственно, непрерывный спектр излучают твёрдые и жидкие тела, линейчатый – газы. Спектр поглощения наблюдается тогда, когда непрерывное излучение поглощается газом. Другими словами, разноцветные линии на тёмном фоне линейчатого спектра будут соответствовать тёмным линиям на разноцветном фоне спектра поглощения.

Именно спектр поглощения наблюдается у Солнца, тогда как нагретые газы испускают излучение с линейчатым спектром. Это объясняется тем, что фотосфера Солнца хоть и является газом, она не прозрачна для оптического спектра. Похожая картина наблюдается у других звёзд. Что интересно, во время полного солнечного затмения спектр Солнца становится линейчатым. Ведь в таком случае он исходит от прозрачных внешних слоёв её .