Astronomie generală. Culoarea stelelor și secvența principală
Toate informațiile despre stele pot fi obținute numai pe baza unei investigații a radiațiilor provenite de la acestea. Observând stelele, puteți vedea că au o culoare diferită. Este bine cunoscut faptul că culoarea oricărui corp încălzit, în special a unei stele, depinde de temperatura sa. O imagine mai completă a acestei dependențe este oferită de studiul spectrelor stelare. Pentru cele mai multe stele, acestea sunt spectre de absorbție în care liniile întunecate sunt observate pe fundalul unui spectru continuu. Temperatura straturilor exterioare ale stelei, de unde provine radiația, este determinată de distribuția energiei în spectrul continuu. Lungimea de undă a maximului radiațiilor depinde de temperatura corpului radiant. Pe măsură ce crește temperatura, poziția schimbărilor maxime de la roșu la sfârșitul violet al spectrului. Din punct de vedere cantitativ, aceasta dependenta este exprimata de legea vinului:
Lmax = 0,29 / T, unde L max este lungimea de undă (în cm), care reprezintă radiația maximă, iar T este temperatura absolută.
După cum sa dovedit, această temperatură pentru diferite tipuri de stele se află în intervalul de la 2500 la 50 000 K. Schimbarea temperaturii modifică starea atomilor și a moleculelor în atmosfera stelelor, reflectată în spectrele lor. Pentru o serie de trăsături caracteristice ale spectrelor de stele sunt împărțite în clase spectrale, care sunt desemnate prin litere latine și aranjate în ordinea temperaturii descrescătoare: O, stele B, A, F, G, K, M. In cele mai reci (roșu) Clasa M sunt observate în spectrele liniile de absorbție ale unor molecule diatomice (de exemplu, oxizi ai titanului, zirconiului și carbonului). Exemple de stele, ale căror temperaturi sunt de aproximativ 3000 K, sunt Antares și Betelgeuse.
În spectrul stelelor galbene din clasa G, cu o temperatură de aproximativ 6000 K, la care Soarele aparține, liniile metalice predomină: fier, sodiu, calciu etc.
Temperatura, spectrul și culoarea stelei sunt similare cu Capela Soarelui. Pentru spectrele stelelor albe din clasa A, care au o temperatură de aproximativ 10 000 K (Vega, Deneb și Sirius), liniile hidrogen și multe linii slabe de metale ionizate sunt cele mai caracteristice.
Liniile heliului neutru și ionizat apar în spectrul celor mai fierbinți stele. Diferențele în spectrele stelare se datorează nu varietății compoziției lor chimice, ci diferenței de temperatură și a altor condiții fizice din atmosfera stelelor. Studiul spectrelor arată că hidrogenul și heliul predomină în compoziția atmosferelor stelare (și a stelelor în general). Toate celelalte elemente chimice nu reprezintă mai mult de câteva procente.
Măsurarea poziției liniilor spectrale face posibilă nu numai obținerea informațiilor despre compoziția chimică a stelelor, dar și determinarea ratei mișcării lor. Dacă sursa radiației (o stea sau orice alt obiect) se apropie de observator sau se îndepărtează de el la o viteză u, atunci observatorul va înregistra modificarea lungimii de undă a radiației primite. În cazul în care distanța dintre observator și stea scade, lungimea de undă scade și linia corespunzătoare se deplasează la sfârșitul albastru-violet al spectrului. Când steaua este îndepărtată, lungimea de undă a radiației crește, iar linia se deplasează spre partea roșie a acesteia. Acest fenomen a fost numit efectul Doppler, conform căruia dependența diferenței de lungimi de undă de viteza sursei de-a lungul liniei de vedere v și viteza luminii c este exprimată prin următoarea formulă:
unde L0 este lungimea de undă a liniei spectrale pentru o sursă fixă și L este lungimea de undă în spectrul sursei în mișcare. Efectul Doppler este observat în regiunile optice și alte zone spectrale și este folosit pe scară largă în astronomie.
Datele obtinute despre luminozitatea si spectrele starilor deja de la inceputul secolului al XX-lea. au fost comparate de doi astronomi - Einar Herzsprung (Olanda) și Henry Ressell (SUA) - și prezentați într-o diagramă numită "diagrama Hertzsprung-Russell". Dacă axa orizontală reprezintă clasele spectrale (temperatură) stele și verticală - luminozitate (magnitudine absolută) lor, atunci fiecare stea va corespunde unui anumit punct de pe grafic. Drept urmare, se dezvăluie o anumită regularitate în aranjarea stelelor pe diagrama: ele nu își umple toate câmpurile, ci formează mai multe grupuri numite secvențe. Cele mai numeroase (aproximativ 90% din toate stelele) au fost secvența principală, numărul de stele din care face parte Soarele nostru (poziția sa este marcată pe diagrama într-un cerc). Stea această secvență diferită luminozitate și temperatură și relația dintre aceste caracteristici este foarte strict respectate: cele mai mari stele de luminozitate sunt cele mai tari, iar ca luminozitatea scădere a temperaturii scade. Stele roșii de luminozitate scăzută se numesc pitici roșii. În același timp, pe diagramă există alte secvențe, unde nu se observă o astfel de regularitate. Acest lucru este deosebit de remarcat printre cele mai reci stele (roșii), în plus față de stelele care fac parte din secvența principală și având astfel o luminozitate scăzută, graficul prezintă stelele de luminozitate ridicată, care, practic, nu se schimbă odată cu schimbarea temperaturii. Astfel de stele aparțin două secvențe (giganți și superiori), care au primit aceste nume datorită luminozității lor, care depășește cu mult lumina soarelui. Un loc special în diagramă este ocupat de stele fierbinți de luminozitate scăzută - pitici albi. Numai până la sfârșitul secolului al XX-lea. în cazul în care cantitatea de cunoștințe despre procesele fizice care au loc în stele, a crescut în mod semnificativ și a devenit clar calea evoluției lor, am reușit să găsim o justificare teoretică pentru regularitățile empirice care reflectă graficul „spectru - luminozitate“.
Pagina principală a secțiunii