Физические характеристики звезд

Теоретические сведения

Звезда — массивный газовый шар, излучающий свет и удерживаемый силами собственной гравитации и внутренним давлением, в недрах которого происходят (или происходили ранее) реакции термоядерного синтеза.

Физические характеристики звезд

Звезды представляются нам светящимися точками. Одни из них видны лучше, другие едва различимы невооруженным глазом, третьи видны только в телескоп. Единственной характеристикой звезды, которую можно измерить, является освещенность, создаваемая звездой на земной поверхности.

где E – освещенность, L – светимость, R – расстояние до звезды.

Зная освещенность и расстояние до звезды, можно определить ее светимость, одну из основных ее характеристик. Светимости звезд лежат в очень широких пределах. У большинства звезд светимость меньше солнечной (у самых маломощных в миллион раз), а у белых или голубых сверхгигантов в десятки тысяч раз больше.

Согласно закону Стефана-Больцмана,

Энергия, излучаемая поверхностью нагретого тела, пропорциональна четвертой степени температуры.

W – энергия, излучаемая поверхностью в 1 м² за 1 с,

σ = 5,67·10^-8 Вт/(м²·К⁴) – постоянная Стефана-Больцмана,

T – температура поверхности.

Вся поверхность звезды равна 4πR², поэтому светимость звезды определяется выражением

L = 4πR²·σT⁴

Зная светимость и температуру, можно определить радиус звезды. С помощью самых мощных телескопов и специальных наблюдений удалось получить изображения дисков звезд, которые совпали с вычисленными по формуле светимости.

Внимательный наблюдатель заметит, что звезды имеют разный цвет. Цвет звезды определяется ее температурой, что следует из закона Вина

Спектральные классы — классификация звёзд по спектру излучения, в первую очередь, по температуре фотосферы. Различия в спектрах звезд обусловливаются различием физических свойств их атмосфер, в основном, температуры и давления (определяющих степень ионизации атомов).

Солнце относится к спектральному классу G, имеет температуру поверхности фотосферы 5700 К.

Вскоре после открытия спектрального анализа ученые смогли определить и истинный химический состав звезд. Он оказался удивительно одинаковым. Во всех звездах преобладающими элементами по массе являются водород (около 65%) и гелий (около 35%). На долю всех остальных элементов приходится не более 1% массы звезды.

Химический состав зависит и от возраста. В самых старых звездах количество тяжелых (тяжелее гелия) элементов не превышает 0,1%, в самых молодых доходит до 4%. Это очень важно для теории эволюции звезд, галактик и Вселенной.

Массы звезд лежат в очень узких пределах. Если светимости могут быть 10^-4L_ʘ < L< 10⁴L_ʘ, радиусы от 0,01R_ʘ до 3·10³R_ʘ, то массы всего от 0,02 M_ʘ до 100 M_ʘ. Тело меньшей массы уже не является звездой, а большей не может существовать и уже при возникновении либо сбросит избыточную массу, либо распадется на несколько.

Сопоставление масс, радиусов и светимостей показывает, что между ними есть связь.

Соотношение масса – светимость – уравнение, показывающее зависимость этих величин для звезд главной последовательности.

a = 3,5 для звезд главной последовательности с массами 2М_ʘ < M< 20M_ʘ. Не применима к красным гигантам и белым карликам.

Чем больше масса звезды на главной последовательности, тем больше ее радиус и светимость и выше эффективная температура. По этой причине звезды ранних спектральных классов (О, B, A, F) лежат левее Солнца на диаграмме Герцшпрунга-Рессела (цвет-светимость), так как цвет (спектральный класс) звезды определяется ее эффективной температурой.

R~M^α

где 0 < α < 1, для звезд главной последовательности α = 0,75.

Задание на дом:

Проработать теорию по презентации и теоретическим сведениям. Записать в тетрадь конспект

Фото работ прислать на электронную почту: helenkha18@ mail.ru