Звезди

1. Разстояние до звездите

    Звездите са гигански горещи кълба от йонизирани газове, подобни на нашето Слънце, които са мощен източник на електромагнитно излъчване. Разстоянията до звездите са огромни и затова е удобно да се измерват с подходящи единици. Такива са светлинната година (ly) и парсекът (pc).   Светлинна година е разстоянието, което светлината изминава за една година: 1 ly = 9,46.1012 km.   Парсекът е по-голям от светлинната година, като:

1 pc = 3,08.1013 km = 3,26 ly

2. Вътрешен строеж и маса на звездите

   Звездите са най-многобройните космически обекти. В тях се съдържа преобладаващата част от веществото във Вселената (фиг-11-1). Всички звезди имат почти еднакъв химичен състав. Преобладават водородът (около 72%) и хелият (около 28%), а количеството на всички останали елементи е само 1-2 %.

   Масата е важна характеристика на звездите. Тя има определящо значение за физичното им състояние и за тяхната еволюция.

   Масата на Слънцето се означава с M и е 2.1030 kg. Масите на останалите звезди обикновено се сравняват с тази на Слънцето и се измерват в единици слънчеви маси. Те са в границите от 0,01M  до 100M .

  Огромните маси на звездите пораждат огромни гравитационни сили, които се стремят да ги свият. Ако натискът, породен от вътрешното налягане в звездата, е достатъчно голям, за да противодейства на гравитационната сила, звездата остава в стабилно равновесно състояние. Когато равенството на силите се наруши, в звездата настъпват промени, които водят до преминаването й в ново състояние.

3. Ядрен синтез в звездите

    Веществото в недрата на Слънцето и звездите се намира в състояние на високотемпературна плазма с голяма плътност, в която са налице условията за протичане на термоядрен синтез. Основното ядрено гориво е водородът, който се превръща в хелия и се отделя енергия. Предполага се, че това става по т.нар. протон-протонен цикъл, включващ следните ядрени реакции:

или 

    Горните два варианта се различават само по третата реакция в цикъла. И в двата случая обаче в резултат на протон- протонния цикъл четири протона (ядра на водорода) се превръщат в едно хелиево ядро и се отделят два позитрона  (), две неутрино (ν ) и голямо количество енергия (около 25 MeV).  Най-бавно протича първата реакция от цикъла, благодарение на което отделянето на ядрена енергия става постепенно: пресмятанията показват, че например Слънцето ще свети още около 4-5 милиарда години преди да изчерпи ядреното си гориво.

4. Светимост и температура на звездите

    Отделената при ядрения синтез енергия се пренася към повърхността на звездата и се излъчва в космическото пространство. Част от това електромагнитно лъчение достига Земята и от него получаваме основната информация за звездите. Енергията, която звездата излъчва за единица време (1 s), т.е. мощността на излъчването, се нарича светимост на звездата и се означава с буквата L. Експерименталните изследвания на спектрите на звездите показват, че те излъчват подобно на абсолютно черно тяло. В закона на Стефан за мощността на излъчването на абсолютно черно тяло заместваме P = L и S = 4πR2 , където R е радиусът на излъчващата сферична повърност на звездата. За светимост на звездата получаваме

(11.1)      светимост

където σ е константата на Стефан, а Т е температурата на излъчващата повърхност на звездата. Тя се нарича ефективна температура на звездата. Във външните обвивки на звездите протичат сложни процеси и затова температурата им в действителност не е навсякъде ефективна.

    И така, светимостта на звездите зависи от два фактора: от ефективната температура Т и от радиуса R на звездата. Най-висока светимост имат големите звезди с висока ефективна температура.

5. Спектрална класификация

    Звездните спектри се изучават с телескопи, към които са монтирани спектрометри. Съгласно със закона на Вин колкото е по-висока ефективната температура Т на звездата, толкова по-малка е дължината на вълната λmax на максимума в нейния спектър на излъчване (фиг.11-2.). Затова звездите с висока температура изглеждат сини, а червените звезди имат сравнително ниска ефективна температура. В зависимост от ефективната температура и цвета, звездите се разделят на 7 основни спектрални класа, които се означават с буквите O, B, A, F, G, K и M  (табл. 11-1). Всеки клас се разделя на 10 подкласа. Те се отбелязват с цифри от 0 до 9 и се добавят след буквите. Например Слънцето е звезда от спектралния клас G2.

   Непрекъснатият спектър на звездите е набразден от голям брой тъмни абсорбционни линии. Следователно излъчващата им повърност е обвита с по-студена атмосфера от разредени газове, чиито атоми и йони поглъщат светлина с определени дължини на вълната. По положението и интензитетът на абсорбционните линии се определя химичният състав на звездната атмосфера и нейната температура.

6. Диаграма "спектър-светимост"

    От закона на Стефан следва, че светимостта на звездите е правопропорционална на четвъртата степен на тяхната температура (). Затова, ако представим графично в подходящ мащаб светимостта L като функция на Т, звездите с еднакъв радиус трябва да лежат на една права. На фиг. 11-3 зависимостта за звезди с радиуси 0,1R, R и 10R (R е радиусът на Слънцето) е показана с пунктирани линии. Зависимостта на светимостта на звездите от тяхната температура е прието да се нарича диаграма "спектър-светимост", защото ефективната температура се определя като се анализира спектърът на звездата.

    От фиг. 11-3 се вижда, че звездите не запълват равномерно цялата диаграма, а се групират в последоватлности. Около 90% от звездите се намират в рамките на сравнително тясна диагонална ивица, наречена главна последователност. В горния край на диаграмата има други последователности от звезди с големи радиуси, наречени съответно гиганти и свърхгиганти. В долния край са разположени белите джуджета - звезди с висока температура, чиято светимост обаче е малка. Това се дължи на малките им размери. (При една и съща температура светимостта е правопропорционална на квадрата на радиуса на звездата .) Звездите от долната част на главната последователност също са джуджета. В зависимост от температурата им те се разделят на жълти джуджета (с по- висока температура) и червени джуджета (с по-ниска температура). Слънцето е жълто джудже от главната последователност. Най-близките съседи на Слънцето също са джуджета. Независимо че светимостта им е сравнително малка, някои от тях блестят ярко на нощното небе. Причината за това е, че те са много по-близо до Земята в сравнение с далечните звезди с голяма светимост.

Източник: https://astronomy4all.com

    Мястото на звездите върху диаграмата "спектър-светимост" зависи от тяхната маса и възраст. По време на своето развитие (еволюция) звездите променят положението си върху диаграмата, т.е. диаграмата "спектър-светимост" има еволюционен смисъл.

Изтегли в .pdf                          Изтегли в .docx

Дали научихме всичко?

Проверете със следния тест!

Любопитно

Погледнати от Земята, звездите от всяко съзвездие изглеждат близко една до друга. В действителност обаче разстоянията между тях са големи. Така напр. разстоянието между отделните звезди от съзвездието Орион до Земята е от 500 до над 2000 светлинни години. Те обаче ни се струват единна група, тъй като са разположени почти в една и съща посока и нашето око вижда проекцията им върху въображаемата небесна сфера.

Фотография на излъчващата повърност на Слънцето, която се нарича фотосфера.

Фиг. 11-1. Вътрешен строеж на Слънцето. Ядрото е единствената част на Слънцето, където се отделят значими количества топлинна енергия чрез ядрен синтез. Във вътрешните 24% от слънчевия радиус се генерират 99% от енергията, а на 30% от радиуса ядреният синтез вече е почти напълно прекратен. Останалата част от звездата се нагрява от енергията, предавана от ядрото навън.

Фиг. 11-2. Спектри на топлинното излъчване на абсолютно черно тяло при четири различни температури: Колкото е по- висока ефективната температура Т на звездата, толкова по- малка е дължината на вълната λmax на максимума в нейния спектър на излъчване.

Таблица 11-1. Спектрални класове.

Клас

Ефективна темпера-

тура, К

Цвят

O

30 000-

45 000

син

B

13 000- 30 000

синобял

A

7 500-

13 000

бял

F

6 500-

7 500

жълтобял

G

4 500-

6 500

жълт

K

3 500-

4 500

оранжев

M

2 000-

3 500

червен

 

Фиг. 11- 3. Диаграма "спектър- светимост". За първи път диаграма "спектър- светимост" са построили в началото на ХХ век датският астроном Ейнар Херцшпрунг и американският астроном Хенри Ръсел. Ето защо диаграмата често се нарича "диаграма HR" по инициалите на тези учени.