Mai mult de 90% din materia vizibilă a universului este concentrată în stele. Astrele și planetele au fost primele obiecte ale cercetării astronomice. Cu toate acestea, procesele de evoluție a stelelor și structura lor internă au fost înțelese relativ recent. Punctul de plecare în crearea teoriei structurii stelelor poate fi considerat 1926 - anul publicării cărții lui A. Eddington "Structura interioară a stelelor".
Astronomul vede o majoritate absolută a stelelor chiar și în cele mai puternice telescoape sub formă de surse de lumină punctuală. Poate că numai discul Soarelui nostru ne permite să observăm efectiv unele procese care apar pe suprafața stelei. Una dintre cele mai importante caracteristici ale unei stele este valoarea sa absolută (care, desigur, nu are nimic de-a face cu dimensiunile geometrice). Caracterizează luminozitatea reală a unei stele. Am discutat deja cum sunt determinate distanțele față de stele. Informațiile foarte importante despre stele, compoziția chimică a acestora, temperatura fac studiul spectrelor. Clasele spectrale de stele sunt notate cu literele alfabetului latin O, B, A, F, G, KM, R, N. Aceasta este așa-numita clasificare Harvard.
Interesant, elevii limba engleză să-și amintească o secvență de litere, indicând clasele de stele au venit cu o regulă convenabilă de degetul mare - o frază în care primele litere ale cuvintelor corespund stelelor secvenței spectrale: Oh Fii amendă Fata, Kiss Me, chiar acum ( «Fii o fată bună, sarut acum. Este clar că orice student va aminti cu ușurință această frază. Cu toate acestea, un bine-cunoscut astronom sovietic profesorul BA Voronțov-Velyaminov consideră că mai ușor să-și amintească absurde fraze, ridicole, cum ar fi „Un englez bărbieriți Data mestecate ca un morcov.“
clasa spectrală de stele.
Acest sistem nu a fost foarte subțire, iar astronomii au împărțit fiecare interval din această secvență în alte 10 părți. De exemplu, Soarele nostru este o stea de clasa G, subclasa 2. Pot exista stele ale clasei spectrale B0, B2, etc., până la B9. O stea cu un număr mai mare de clasă spectrală are o temperatură de suprafață mai scăzută.
Astfel, în clasa sa G - Soarele este o stea foarte caldă. Ca un om de oțel experimentat în culori determină cu ușurință temperatura oțelului, iar un astronom, folosind legea vinului, fără dificultate în culoarea stelei va determina temperatura. stele Red (M - clasificarea Harvard) au o temperatură de suprafață de aproximativ 4000 K. Soarele galben este deja încălzit la circa 6000 K și stelele fierbinți cu temperaturi mai mari de 10 000 K văzut albastru și alb noastre. Temperatura stelelor din clasa spectrală 0 ajunge la 40 000-50 000 K. Astfel, clasa spectrală a unei stele. sau culoarea sa, caracterizează imediat și temperatura acesteia.
Caracteristicile lor foarte importante sunt raza și masa lor. Cunoscând temperatura și luminozitatea stelei. este ușor de determinat raza sa.
Situația cu determinarea masei unei stele este mult mai gravă. Este bine, dacă steaua are un tovarăș, formând un sistem dublu, iar axa semimajoră a orbitei și perioada de revoluție sunt cunoscute. Apoi putem folosi a treia lege a lui Kepler și găsim masa totală de două stele. Dacă, în plus, este cunoscută raportul dintre vitezele orbitale, se poate determina masa fiecărei stele. Dar pentru perechi apropiate acest lucru nu se poate face.
Situația este destul de rea în cazul stelelor unice. De fapt astronomia astăzi nu are metoda de determinare independentă a masei unei singure stele. Acum, astronomii au ajuns la următorul acord tacit: în secvența principală, stelele aceleiași clase spectrale au o masă egală. Incertitudinile existente aici limitează într-o anumită măsură completitudinea cunoștințelor noastre.
Cu toate acestea, se poate spune că un astronom modern poate, în principiu, să determine luminozitatea, temperatura, raza, compoziția chimică și masa unei stele. Încă de la începutul secolului, noțiunea că aceste cantități nu sunt independente a apărut. Astronomul danez E. Hertzsprung și americanul G. Russell au stabilit independent o corelație distinctă între luminozitatea stelelor și clasa lor spectrală.
Să ne uităm la diagrama faimoasă a lui Hertzsprung - Russell. Marimile stelare absolute (luminozitățile) sunt reprezentate de-a lungul axei de coordonate, iar clasele spectrale pe axa absciselor. Dacă pe această diagramă este plasat un număr mare de stele, se formează o bandă distinctă și relativ îngustă. Se numește "secvența principală". În partea dreaptă și de sus a secvenței principale se află un grup de giganți, iar în colțul din dreapta sus sunt supergianți.
Sunt stele de luminozitate ridicată, dar aparțin claselor spectrale K și M, temperatura suprafeței lor este relativ scăzută. În consecință, razele acestor stele sunt uriașe - zeci de ori mai mari decât raza soarelui nostru.
În colțul din stânga jos al diagramei există stele cu lumină scăzută, alb. Acestea sunt faimoasele "pitici albi".
Este clar că diagrama Hertzsprung-Russell poate fi construită și pentru grupuri de stele individuale, în special pentru grupurile globulare deja menționate. Acest lucru este foarte important, deoarece se crede că toate stelele de cluster au fost formate dintr-un singur nor de gaze de praf și au aproximativ aceeași vârstă.
Pentru clustere diferite, forma diagramelor Hertzsprung-Russell poate diferi semnificativ. Dar, în orice caz, diagramele prezintă reguli destul de clare în aranjamentul stelelor în ele și în relația distinctă dintre luminozitate și spectru. Prin urmare, studiul diagramelor Hertzsprung-Russell subliniază teoria evoluției stelelor.
Dacă luăm acum în considerare relația dintre luminozitate și masă, devine clar că pentru stelele din secvența principală luminozitatea și spectrul stelei sunt în prima aproximare determinată de masa sa. Acest fapt de extremă importanță și problema teoriei evoluției stelare - pentru a identifica mecanismele fizice specifice care determină aceste dependențe. Dacă ne uităm din nou la secvența principală, cu siguranță vom acoperi atenția cu cât este mai mare masa stelei, cu atât este mai mare luminozitatea, raza și temperatura suprafeței.
În Galaxie există cel puțin două tipuri diferite de populații stelare. Populația primului tip constă din stele, situate în principal în planul discului Galaxiei, la distanțe vizibile față de centrul său. Populația celui de-al doilea tip este caracteristică clusterelor globulare și, în consecință, a regiunii centrale a Galaxiei, deoarece se concentrează în principal spre centrul Calei Lactee. Stelele, având o distribuție spațială diferită, diferă semnificativ în compoziția chimică. De exemplu, stelele grupurilor globulare sunt epuizate de elemente grele, comparativ cu stelele discului, ceea ce indică o diferență în vârsta stelelor. Distribuția de nori de gaz interstelar corespunde foarte bine distribuției spațiale din Galaxia de stele masive fierbinți. Acesta este un argument puternic în favoarea formării stelelor prin condensarea nori de praf de gaz.
Desigur, informațiile scurte despre tipurile de populații și diagrama Hertzsprung-Russell nu epuizează toate caracteristicile stelelor. Dar din moment ce noi ne îndreptăm către noua secțiune "Lumea astronomiei", avem nevoie de "cuvinte cheie". Trebuie să învățăm o nouă terminologie și să avem o idee despre caracteristicile elementare și simple ale stelelor. Cu acest bagaj putem merge deja într-o călătorie uimitor de interesantă prin lumea stelelor, unde multe obiecte nu se încadrează în nici un fel de diagrame și tipuri de populații. În plus, ele nu se încadrează în noțiunile umane obișnuite.
Articole similare
Trimiteți-le prietenilor: