Гарвардская спектральная классификация звёзд

Введение

Эволюцией звезд – изменение физических характеристик, внутреннего строения и химического состава звезд со временем.

Протозвёзды — звёзды на завершающем этапе своего формирования, вплоть до момента загорания термоядерных реакций в ядре.

Звезда — небесное тело, в котором идут, шли или будут идти термоядерные реакции.

Термоядерные реакции - реакции слияния легких ядер в более тяжелые, происходящие при высокихтемпературах. Сопровождаются выделением энергии; основной источник энергии звёзд.

Ядерныйсинтез - производство всех химических элементов, которые существуют во Вселенной, из одногоили двух простых атомных ядер.

Эволюция звезды представляет собой последовательность этапов, которую она проходит, начиная от своего формирования в качестве протозвезды до конца своей жизни в качестве объекта, излучающего свет. Звезда образуется из облаков космической пыли и водорода в результате направленной внутрь силы тяготения. По мере уплотнения вещества в недрах протозвезды гравитационная энергия превращается в тепловую, и температура звезды увеличивается до тех пор, пока не начинается реакция ядерного синтеза. Жизненный цикл звезд зависит от их массы: звезды с низкой массой в конечном итоге превращаются в белых карликов, в то время как жизнь звезд с большой массой заканчивается взрывом сверхновых. Звёзды подобно всему сущему рождаются, живут и умирают.

Появления звёзд

Космогония (от греч. kosmogonia - происхождение мира) раздел астрономии, посвященный происхождению и развитию небесных тел.

Астрономия – наука о небесных телах

Первым, кто выдвинул гипотезу о происхождение звёзд был немецкий философ Иммануил Кант (1724–1804) однако по-настоящему научное развитие она получила в трудах Пьера Симона Лапласа, первым предпринявшего попытку объяснить механику образования Солнечной системы в рамках закона всемирного тяготения. Это была гипотеза газопылевого облака.

Эта гипотеза утверждает, что в самом начале, до появления Солнечной системы, существовала газопылевая туманность и по чистой случайности отдельные области этой туманности становятся плотнее окружающего их вещества и, следовательно, обладают большей массой. Тут в действие вступает сила тяготения, и окружающая материя начинает устремляться к этим центрам повышенной плотности, масса которых всё возрастает. В конечном итоге материя в области каждого такого центра уплотняется настолько, что в результате гравитационного коллапса в каждой такой точке образуется звезда. По мере уплотнения такого облака сначала образуется протозвезда, температура в ее центре неуклонно растет, пока не достигает предела, необходимого для того, чтобы скорость теплового движения частиц превысила порог.

Классификация звезд

Кельвин(К)=С+273,13=(F+459,67)/1,8

Температура в недрах звёзд измеряется миллионами К, а на поверхности тысячами.

На сегодняшний день существует несколько классификаций звезд, одной из самых популярных является основная или гарвардская спектральная классификация звезд, названная в честь Гарвардской обсерватории, где она была разработана. Она представляет собой температурную классификацию. Первые наблюдения были визуальными, производились они с помощью спектроскопа. Применение фотографии во второй половине XIX в. открыло широкую дорогу спектральным исследованиям. Фотопластинка, помещенная в телескопе, перед объективом которого ставили призму, регистрировала сотни звездных спектров за одну экспозицию

Гарвардская спектральная классификация звёзд

· Класс О — самые горячие звезды во Вселенной. Температура (Т) их поверхности — в среднем около 40 000 К. В их спектрах основными линиями являются слабые линии водорода и ионизованного и нейтрального гелия..

· Класс В — менее горячие звезды. T ~ 15 000 К. Линии водорода и гелия более четки, чем в классе О.

· Класс А характеризуется интенсивными широкими линиями водорода, линий гелия нет, появляются слабые линии металлов. Г=8500 К.

· Класс F — линии водорода стали слабее, чем у класса А, много линий ионизованных металлов, в частности железа. Т —6600 К.

· Класс G — звезды со спектром, подобным солнечному. Т~5500 К.

· Класс К — звезды, более холодные, чем солнце. Т~ 4100 К. Линии водорода очень слабы, линии нейтральных металлов усилены, видны слабые полосы молекул СН и CN.

· Класс М — самые холодные звезды. Г~2800 К. Интенсивны линии металлов, а также полосы молекул (особенно окиси титана).