De ce spectrele stelelor sunt diferite!

Cel mai simplu răspuns la această întrebare este, s-ar părea că diferența dintre cele două spectre din cauza diferențelor în compozițiile chimice ale stele, precum și predominarea dacă depozitele oricărui element din spectrul unei stele este o consecință a prevalenței acestui element în atmosfera stelei. Cu toate acestea, proprietatea principală a setului de spectre ale stelelor - secvența sa liniară - indică faptul că un astfel de răspuns este eronat. Într-adevăr, dacă presupunem că o stea de clasa spectrale AO în-față în principal, din hidrogen, și stele M2-Class - oxidul de titan, ar trebui să fie nu-ca secvențe de spectre de legătură acestor clase spectrale. De exemplu, s-ar putea trece de la subclasa AO la subclasa M2 și prin spectrele în care predomină liniile metalice și ocolind astfel de spectre.

În cazul în care stelele erau foarte diferite de la o altă compoziție hi-iCal și acest lucru ar determina spectrele lor se datorează posibilității de o largă varietate de combinații de diferite elemente, în proporțiile despre orice secvență lineară de spectre s-ar putea să nu fie în afara întrebării. Spectrele de stele ar depinde de o varietate de factori - procentul fiecărui element. Fenomenul unei secvențe liniare de spectre indică faptul că spectrele stelelor depind în principal de un singur factor. După cum am aflat, acest factor este temperatura stelei.

Pentru a explica un rol atât de important al temperaturii, este necesar să se cunoască mecanismul de formare a liniilor în spectrul stelelor.

Se știe că atomul oricărui element poate absorbi lumina. Procedând astfel, acesta absoarbe lumina la frecvențe complet definite. La ce frecvențe - depinde de dispozitivul acestui atom, adică de ce și în ce cantitate de particule elementare se compune.

Când atomul absoarbe porțiunea necesară de lumină; energie sau, așa cum se spune, o cuantă luminoasă a unei frecvențe date, ea intră într-o stare excitată, hotărâtă; în acel electron extern din poziția Koto-Roe îl ocupă în atom, în stare normală, se mută la o altă poziție, mai departe de nucleul unui atom.] este neglijabil „divizat în al doilea rând, în stare excitată, atomul, iar apoi revine electroni sale ; obișnuită și atomul în același timp, emite aceeași porțiune din energia luminoasă este fie radiat același cuantum de aceeași frecvență, care este absorbit atom sau la fel (ceea ce se întâmplă rar), atomul emite două sau mai multe fotoni de frecvențe mai mici, dar astfel încât cantitatea de energia lor este egală cu energia cuantului absorbit (energia cuantică este proporțională cu frecvența sa).

Direcția în care se va emite din nou cuantumul nu va fi aceeași cu mișcarea cuantică înainte de absorbție. Poate fi radiat în orice direcție și de fiecare dată când această direcție este aleatorie.

Când lumina de pe suprafața roșie-caldă a unei stele trece prin atmosfera ei mai rece, atomii de diferite elemente localizate acolo absorb lumina în anumite frecvențe care sunt duale la acești atomi. Această energie luminoasă este imediat radiată de atomi, dar deja în direcții diferite. O parte din ea se întoarce, o parte este lăsată deoparte și doar o mică parte a direcției va coincide cu cea originală. De aceea, în locurile corespunzătoare din spectrul stelelor, observăm o slăbire accentuată a liniilor luminoase - întunecate,

Dacă un atom va absorbi suficient de mare un cuantic, de multe ori cu un nivel ridicat de energie, electronul exterior nu este mutat pur și simplu un pic mai departe și va fi tăiat din miez; atomul va deveni ionizat. atomi ionizati absorb lumina la frecvențe diferite de non-ionizat, ele devin un alt electron exterior, astfel încât în ​​spectrele de stele ionizat atomi de-a descoperit vayut comporta diferit față de atomii non-ionizate, obișnuite.

Cu cât este mai mare temperatura stelei, cu atât mai multă energie lumină radiază pe secundă centimetrul pătrat de suprafață. Dar temperatura depinde de compoziția cuanților

în radiația sa. Cu cât temperatura este mai mare, cu atât este mai mare fracția cuantică de înaltă frecvență și cu atât este mai mică fracția cuanțelor de joasă frecvență.

Diferența de temperatură suprafețelor stele luminoase, datorită cărora radiația nu este uniformă în grosime și distribuția fotonilor în ea frecvențele înalte și joase, implică diferite atomi de condiție elemente chi-ică în atmosferă, iar acest lucru determină timp diversitatea spectrele stelelor.

Să explicăm cum se întâmplă acest lucru. Să presupunem că stelele al-mosferah sunt toate elementele care au un efect în spectrele stelare și, în plus, pentru toate stele proporție de elemente aproximativ la fel. Începem analiza condițiilor în atmosfere de stele ale clasei spectrale M. Starurile care îi aparțin clasei spectrale-lea, au o temperatura de pe suprafata superioara de circa 3000 ° C și sunt stele relativ reci.

La temperaturi de aproximativ 3000 ° poate fi încă vat unii compuși chimici, cum ar fi oxidul de titan și, deși atmosfere titania stea cantitate gol-ing, moleculele sale abs-schayut intensiv lumină la o multitudine de frecvențe, creând astfel, în spectrul stelele din clasa M sunt benzi de absorbție întregi.

La temperaturi mai ridicate, mișcarea atomilor și a moleculelor este accelerată. Coliziuni între molecule și molecule cu atomi sunt îmbunătățite. Ca urmare a acestor coliziuni, moleculele se descompun și, prin urmare, nu există aproape nici o bandă de absorbție a moleculelor în spectrul stelelor de clasă K.

În spectrele stelelor Cu, liniile metalelor neionizate sunt puternice, liniile metalelor ionizate și linia de hidrogen sunt încă slabe. Acest lucru se datorează faptului că pentru ionizare TION atomilor de metal și pentru conducerea unui atomi de apă natură necesare ridicat cuante, în care radiația de stea-R și O, care au o temperatură de 4000-6000K, încă relativ puțin. Dar în emisia acestor stele, cantitatile cu o frecvență mai mică sunt suficiente pentru a excita atomii de metal.

În stelele din clasa P cu o temperatură de până la 7500 K, fracția de radiații de înaltă frecvență crește în mod semnificativ, majoritatea atomilor de metal sunt ionizați și, prin urmare, observăm liniile de absorbție a metalelor ionizate. În consecință, numărul de metale neionizante scade în atmosfera stelelor P, ceea ce duce la o slăbire a spectrului liniilor lor de absorbție. Amplificarea radiațiilor de înaltă frecvență determină, de asemenea, o creștere a liniilor de absorbție a hidrogenului. În clasa spectrală A temperatura de suprafață este de 8000-10500 K. Aici, atomii de metal sunt ionizați de două ori și mai multe ori, adică doi sau mai mulți electroni sunt rupte de pe ele. Astfel de atomi de metal multiplicativ ionizați pentru excitație trebuie să absoarbă curenți de înaltă frecvență din partea ultravioletă a spectrului. Această parte a spectrului de stele este aproape necunoscută pentru noi, deoarece regiunea radiațiilor ultraviolete de stele este absorbită de atmosfera pământului și nu ajunge la telescoapele observatorilor. Numai acum, în ultimii ani, în legătură cu misiunile spațiale, are ocazia să transporte instrumente astronomice dincolo de atmosfera Pământului și să studieze regiunile ultraviolete ale spectrului stelelor. Liniile de hidrogen din spectrul stelelor din clasa A devin cele mai intense.

Pentru stelele din clasa spectrală B, temperatura suprafeței este chiar mai mare: 11 000-15 0001C. Puterea radiațiilor de înaltă frecvență este atât de mare aici încât oxigenul și azotul sunt ionizați, astfel încât liniile de oxigen ionizat și azot apar în spectre. În stelele din clasa B, hidrogenul este de asemenea ionizat. Dar atomul de hidrogen are doar un electron, deci după ionizare nu conține electroni, nu mai poate absorbi lumina și nu se simte în spectrul stelei. Numărul atomilor de hidrogen neionizați din stelele B devine mai mic și liniile de hidrogen din spectrele lor slăbesc.

În cele din urmă, în cele mai fierbinți stele ale clasei O, cu temperaturi cuprinse între 15.000 și 50.000 K și mai mult, heliul este deja ionizat și apar linii de heliu ionizat. Genul acid este ionizat de două ori, după cum reiese din liniile corespunzătoare. Liniile de hidrogen sunt puternic slăbite, deoarece partea covârșitoare a hidrogenului trece în starea ionizată.

In spectrele de stele din clasa despre intensitatea apei linii tip de aproximativ aceeași ca și în clasa M. În alte circum-stanțe că liniile de hidrogen vizibile în spectrul stelelor tuturor claselor, deși condițiile necesare pentru apariția lor într-un anumit-ryh dintre ele, de exemplu, clasele extreme O și M, sunt foarte nefavorabile, indică abundența atomilor de hidrogen din atmosfera stelelor. Studiile arată că atmosfera stelelor nu este mai mică de 80% din hidrogen.

Am explicat calitativ diferența dintre spectrele diferitelor clase. Teoria cantitativă a fost dezvoltată de indianul, astronomul și fizicianul Saha. Observațiile sunt în acord cu teoria lui Sakha și arată că compoziția chimică a stelelor este într-adevăr aproape (dar nu total) aceeași. Natura spectrului depinde în principal de temperatură. O anumită amprentă asupra spectrului este impusă de magnitudinea accelerației gravitației de pe suprafața stelei, dar efectul acestui factor este mult mai slab decât influența temperaturii stelei.

Cum va arata in blog:

De ce spectrele stelelor sunt diferite!

Cel mai simplu răspuns la această întrebare este, s-ar părea că diferența dintre cele două spectre din cauza diferențelor în compozițiile chimice ale stele, precum și predominarea dacă depozitele oricărui element din spectrul unei stele este o consecință a prevalenței acestui element în atmosfera unei stele

Copiați codul pentru blog:

Articole similare

• Ortografia sufixelor diferitelor părți ale discursului - cum se rezolvă

• Clasificarea spectrală a stelelor este o enciclopedie, un mare sovietic

Trimiteți-le prietenilor: