Звездная светимость и спектральная классификация
ркие, чем
непрерывный спектр. Такие линии называются эмиссионными. Присутствие в
спектре таких линий обозначается буквой “е” после спектрального класса.
Так, есть звезды Ве, Ае, Ме. Наличие в спектре звезды О определенных
эмиссионных линий обозначается как Оf. Существуют экзотические звезды,
спектры которых состоят из широких эмиссионных полос на фоне слабого
непрерывного спектра. Их обозначают WC и WN, в гарвардскую классификацию
они не укладываются. В последнее время были открыты инфракрасные звезды,
которые почти всю свою энергию излучают в невидимой инфракрасной области
спектра.
Звезды-гиганты и звезды-карлики
Среди звезд встречаются гиганты и карлики. Самые большие среди них -
красные гиганты, которые, несмотря на свое слабое излучение с квадратного
метра поверхности, светят в 50000 раз мощнее Солнца. Самые крупные гиганты
в 2400 раз больше Солнца. Внутри у них могла бы разместиться наша Солнечная
система вплоть до орбиты Сатурна. Сириус - это одна из белых звезд, он
светит в 24 раза мощнее Солнца, он примерно вдвое больше Солнца в диаметре.
Но существует множество звезд карликов. Это в основном красные карлики
с диаметром в половину и даже в одну пятую диаметра нашего Солнца. Солнце
по своему размеру является средней звездой, таких звезд в нашей галактике
миллиарды.
Особое место занимают среди звезд белые карлики. Но о них будет
рассказано позже, как о конечной стадии эволюции обычной звезды.
Переменные звезды
Переменные звезды - это звезды, блеск которых изменяется. У одних
переменных звезд блеск изменяется периодически, у других наблюдается
беспорядочное изменение блеска. Для обозначения переменных звезд
используются латинские буквы с указанием созвездия. В пределах одного
созвездия переменным звездам присваивается последовательно одна латинская
буква, комбинация из двух букв либо буква V с номером. Например, S Car, RT
Per, V557 Sgr.
Переменные звезды делятся на три большие класса: пульсирующие,
эруптивные (взрывные) и затменные.
Пульсирующие звезды обладают плавными изменениями блеска. Они
обусловлены периодическим изменением радиуса и температуры поверхности.
Периоды пульсирующих звезд меняются от долей дня (звезды типа RR Лиры) до
десятков (цефеиды) и сотен дней (мириды - звезды типа Мира Кита).
Пульсирующих звезд открыто около 14 тысяч.
Второй класс переменных звезд - взрывные, или, как их еще называют,
эруптивные звезды. Сюда относятся, во-первых, сверхновые, новые, повторные
новые, звезды типа И Близнецов, новоподобные и симбиотические звезды. К
эруптивным звездам относятся молодые быстрые переменные звезды, звезды типа
ИV Кита и ряд родственных им объектов. Число открытых эруптивных переменных
превышает 2000.
Пульсирующие и эруптивные звезды называются физическими переменными
звездами, поскольку изменение их видимого блеска вызваны физическими
процессами, протекающими на них. При этом изменяется температура, цвет, а
иногда и размер звезды.
Рассмотрим подробнее наиболее интересные типы физических переменных
звезд. Например, цефеиды. Это весьма распространенный и очень важный тип
физических переменных звезд. Им присущи особенности звезды ( Цефея. Ее
блеск непрерывно изменяется. Изменения повторяются через каждые 5 дней и 8
часов. Блеск возрастает быстрее, чем ослабевает после максимума. (
Цефея - периодическая переменная звезда. Спектральные наблюдения
показывают изменения лучевых скоростей и спектрального класса. Меняется
также цвет звезды. Значит, в звезде происходят глубокие изменения общего
характера, причина которых в пульсации внешних слоев звезды. Цефеиды -
нестационарные звезды. Происходит поочередное сжатие и расширение под
действием двух противоборствующих сил: силы притяжения к центру звезды и
силы газового давления, выталкивающей вещество наружу. Очень важной
характеристикой цефеид является период. Для каждой данной звезды он
постоянен с большой точностью. Цефеиды - это звезды-гиганты и сверхгиганты
с большой светимостью.
Главное, что между светимостью и периодом у цефеид существует
зависимость: чем больше период блеска цефеиды, тем больше ее светимость.
Таким образом, по известному из наблюдений периоду можно определить
светимость или абсолютную звездную величину, а потом и расстояние до
цефеиды. Вероятно, многие звезды на протяжении своей жизни некоторое время
бывают цефеидами. Поэтому их изучение очень важно для понимания эволюции
звезд. К тому же они помогают определить расстояние до других галактик, где
они видны благодаря своей большой светимости. Цефеиды также помогают в
определении размеров и формы нашей Галактики.
Другой тип правильных переменных - мириды, долгопериодичные переменные
звезды, по имени звезды Миры (о Кита). Будучи огромными по своему объему,
превышающему объем Солнца в миллионы и десятки миллионов раз, эти красные
гиганты спектрального класса М пульсируют очень медленно, с периодами от 80
до 1000 суток. Изменение светимости в визуальных лучах у разных
представителей этого типа звезд происходит от 10 до 2500 раз. Однако общая
излучаемая энергия меняется лишь в 2-2,5 раза. Радиусы звезд колеблются
около средних значений в пределах 5-10%, а кривые блеска похожи на
цефеидные.
Как уже было сказано, далеко не у всех физических переменных звезд
наблюдаются периодические изменения. Известно множество звезд, которые
относятся к полуправильным или неправильным переменным. У таких звезд
трудно или вообще невозможно заметить закономерности в изменении блеска.
Рассмотрим теперь третий класс переменных звезд - затменные
переменные. Это двойные системы, плоскость орбиты которых параллельна лучу
зрения. При движении звезд вокруг общего центра тяжести они поочередно
затмевают друг друга, что и вызывает колебания их блеска. Вне затмений до
наблюдателя доходит свет от обоих компонентов, а во время затмения свет
ослабляется затмевающим компонентом. В тесных системах изменения суммарного
блеска могут быть вызваны также искажениями формы звезд. Периоды затменных
звезд - от нескольких часов до десятков лет.
Существует три основных типа затменных переменных звезд. Первый - это
переменные звезды типа Алголя (( Персея). Компоненты этих звезд имеют
шаровидную форму, причем размеры звезды-спутника больше, а светимость
меньше главной звезды. Оба компонента либо белого цвета, либо главная
звезда белого цвета, а звезда-спутник желтого. Пока затмения нет, блеск
звезды практически постоянен. При затмении главной звезды блеск резко
уменьшается (главный минимум), а при заходе спутника за главную звезду
уменьшение блеска незначительно (вторичный минимум) или совсем не
наблюдается. Из анализа кривой блеска можно вычислить радиусы и светимости
компонентов.
Второй тип затменных переменных звезд - это звезды типа ( Лиры. Их
блеск непрерывно и плавно изменяется в пределах примерно двух звездных
величин. Между главными минимумами обязательно наступает менее глубокий
вторичный минимум. Периоды переменности - от полусуток до нескольких суток.
Компоненты этих звезд - массивные голубовато-белые и белые гиганты
спектральных классов В и А. Из-за значительной массы и относительной
близости друг к другу оба компонента подвержены сильному приливному
воздействию, в результате чего приобрели эллипсоидальную форму. В таких
тесных парах атмосферы звезд проникают друг в друга, и происходит
непрерывный обмен веществом, часть которого уходит в межзвездное
пространство.
Третий тип затменно двойных звезд - звезды, получившие название звезд
типа W Большой Медведицы по имени этой звезды, период переменности (и
обращения) которой равен всего лишь 8 часам. Трудно представить себе ту
колоссальную скорость, с которой обращаются огромные компоненты этой
звезды. Спектральные классы этих звезд F и G.
Существует еще небольшой отдельный класс переменных звезд - магнитные
звезды. Кроме большого магнитного поля они имеют сильные неоднородности
поверхностных характеристик. Такие неоднородности при вращении звезды
приводят к изменению блеска.
Примерно для 20000 звезд класс переменности не определен.
Изучение переменных звезд имеет большое значение. Переменные звезды
помогают определить возраст звездных систем, где они находятся, и тип их
звездного населения; расстояния до удаленных частей нашей Галактики, а
также до других галактик. Современные наблюдения показали, что некоторые
переменные двойные звезды являются источником рентгеновского излучения.
Звезды, истекающие газом
В коллекции звездных спектров можно проследить непрерывный переход от
спектров с отдельными тонкими линиями к спектрам, содержащим отдельные
необычайно широкие полосы наряду с темными линиями и даже без них.
Звезды, которые по линиям их спектров могли бы быть отнесены к звездам
спектрального класса О, но имеют в спектре широкие яркие полосы, называют
звездами типа Вольфа-Райе - по имени двух французских ученых, обнаруживших
и описавших их еще в прошлом столетии. Разгадать природу этих звезд удалось
только теперь.
Звезды этого класса - самые горячие среди всех известных. Их
температура - 40-100 тысяч градусов.
Такие огромные температуры сопровождаются столь мощным излучением
потока ультрафиолетовых лучей, что
| | скачать работу |
Звездная светимость и спектральная классификация |