Глава 2 Звезды общие характеристики и спектры излучения

Глава 2. Звезды: общие характеристики и спектры излучения SST, Royal Swedish Academy of Sciences

Наблюдаемые свойства Источники энергии Долговременная стабильность Эволюция ? ? ? Звезда. А что это вообще такое? ? ? 2

2. 1 Звездная величина. «Покраснение» цвета звезд 3

Психофизический закон Вебера-Фехнера: если раздражение возрастает в геометрической прогрессии, ощущение возрастает в арифметической прогрессии Звездная величина - безразмерная физическая величина, характеризующая освещенность, создаваемую небесным объектом вблизи наблюдателя. Субъективно ее значение воспринимается как блеск (у точечных источников) или яркость (у протяженных). При этом блеск одного источника указывают путем его сравнения с блеском другого, принятого за эталон. Видимая звездная величина (m; часто ее называют просто «звездная величина» ) указывает поток излучения вблизи наблюдателя, т. е. наблюдаемую яркость небесного источника, которая зависит не только от реальной мощности излучения объекта, но и от расстояния до него. Шкала видимых величин ведет начало от звездного каталога Гиппарха (до 161 ок. 126 до н. э. ), в котором все видимые глазом звезды впервые были разбиты на 6 классов по яркости. Закон Погсона (E – освещенность) – соответствует шкале зв. величин Гиппарха: звезды 5 -й величины в 100 раз слабее, чем звезды 0 -й величины оценка «цвета» звезды видимая звездная величина (в системе величин Веги (m=0)) видимая величина в AB-системе (m. Вега = m. Вега AB на λ = 550 нм) 0 m = 103 квантов/см 2/с/Å ; FV(0 m) ≈ 106 квантов/см 2/с в видимом диапазоне 4

Credit & Copyright: Babak Tafreshi (TWAN) 5

Цвета звезд в Орионе Летний треугольник, Иран Денеб Альтаир Вега Credit & Copyright: Jens Hackmann Copyright: Babak Tafreshi (TWAN) 6

Полоса λ [мкм] Sν [Вт м− 2 Гц− 1] U 0. 36 3. 98 × 10 − 11 B 0. 44 6. 95 × 10 − 11 V 0. 55 3. 63 × 10 − 11 R 0. 70 1. 70 × 10 − 11 I 0. 90 8. 29 × 10 − 12 J 1. 25 3. 03 × 10 − 12 K 2. 22 3. 84 × 10 − 13 L 3. 60 6. 34 × 10 − 14 M 5. 00 1. 87 × 10 − 14 N 10. 60 1. 03 × 10 − 15 Потоки от звезды класса A 0 V и mv = 0 Полосы пропускания фильтров, в которых измеряется поток излучения от звезд. Черной линией показан спектр излучения звезды класса G 5 V (спектр близок к солнечному) при наблюдении в конечной полосе частот (Tx – передаточная функция фильтра) Johnson UBVRIJHKLMN U = near UV, B = blue, V = visual(green), R = Kron-Cousins RCIC red, I = near infrared, JHKLMN = infrared Ströemgren uvby. Hβ Gunn ugriz Δm ~ Δfx/fx ~ 0. 01 (узкая полоса = точность) 7 Sloan Digitial Sky Survey filters: u‘ g‘ r‘ i‘ z‘

Объект Солнце − 26, 7 (в 400 000 раз ярче полной Луны) Луна в полнолуние абсолютная звездная величина 1 пк = 3. 0856 × 1018 см m − 12, 74 Вспышка Иридиума (максимум) − 9, 5 − 6, 0 Венера (максимум) − 4, 67 Международная космическая станция (максимум) − 4 Земля (при наблюдении с Солнца) − 3, 84 Юпитер (максимум) − 2, 94 Марс (максимум) − 2, 91 Меркурий (максимум) − 2, 45 Сатурн (максимум) +0, 7 Звёзды Большого Ковша +2 Галактика Андромеды +3, 44 Спутники Юпитера +5 -6 Уран +5. 5 Самые слабые звёзды, наблюдаемые невооружённым глазом От +6 до +7. 72 Нептун +7. 8 Проксима Центавра +11, 1 Самый яркий квазар +12, 6 Самый слабый объект, заснятый в 8 -метровый наземный телескоп +27 Самый слабый объект, заснятый в космический телескоп Хаббл Диапазон видимых величин астрономических объектов Сверхновая 1054 года (максимум) +31. 5 8

Учет поглощения и рассеяния света учет поглощения в атмосфере Земли (0. 1 < ε < 0. 3) Поглощение пылью и газом в межзвездной среде: 9

«цвета» или «цветовые индексы» звезд позволяют проводить классификацию звезд и оценить поглощение света пылью ( «покраснение» ) «синие» объекты избыток цвета «красные» объекты 10

11

2. 2 Спектры звезд. Спектральная классификация Спектрометр Фраунгофера с объективной призмой 12

Гарвардская спектральная классификация Зависимость от цвета, эффективной температуры и параметров линий поглощения 13

Спектральная классификация звезд (отражена также зависимость цвета звезды от ее светимости) 14

Одна из самых крупных и ярких звезд. R ~ 2000 R☉ (18 а. е. ). M ~ 30 -40 M☉. T ~ 3000 K. Светимость ~4. 5× 105 L☉. Спектральный класс M 3/M 4 II. Расстояние ~4900 св. лет (~1500 пк). Видимая звёздная величина (V) 7, 9607 (варьирует от 6. 5 до 9. 6). 15

LMC Слева направо: красный карлик, Солнце, голубой гигант, и R 136 a 1. Радиус 67 R☉. Масса 265 M☉. Температура 40 000 K. Светимость ≈ 8, 7× 106 L☉. Расстояние 165 тыс. св. лет. Видимая звёздная величина (V) 12, 77. 16

Спектр Солнца. Teff = 5780 K 17

Wavelength of peak (nm) 405. 4 436. 6 487. 7 542. 4 546. 5 6 577. 7 7 580. 2 8 584. 0 587. 6 10 593. 4 11 599. 7 12 13 611. 6 625. 7 14 631. 1 15 650. 8 16 662. 6 17 687. 7 18 693. 7 19 707 and 709 20 712. 3 21 Спектр излучения люминесцентной ртутной лампы Peak number 1 2 3 4 5 9 Спектр излучения: непрерывный 60 -ваттной лампы накаливания (вверху) и линейчатый 11 -ватной компактной люминесцентной лампы (внизу) 760. 0 22 811. 0 Actual line location (nm) mercury 404. 656 mercury 435. 833 terbium from Tb 3+ ~485 to 490 terbium from Tb 3+ ~543 to 544 mercury 546. 074 likely terbium from Tb 3+ 576. 960 for Hg or or mercury ~578 for Tb mercury or terbium from 579. 066 for Hg or Tb 3+ ~580 for Tb possibly terbium from Tb 3+ or europium in ~580 Eu+3: Y 2 O 3 likely europium in ~587 Eu+3: Y 2 O 3 likely europium in ~593 Eu+3: Y 2 O 3 likely europium in ~598 Eu+3: Y 2 O 3 +3: Y O europium in Eu ~611 2 3 likely terbium from Tb 3+ ~625 likely europium in ~630 Eu+3: Y 2 O 3 likely europium in ~650 Eu+3: Y 2 O 3 likely europium in ~661 Eu+3: Y 2 O 3 likely europium in ~687 -688 Eu+3: Y 2 O 3 likely europium in ~693 Eu+3: Y 2 O 3 likely europium in ~707 and ~709 Eu+3: Y 2 O 3 likely europium in ~712 Eu+3: Y 2 O 3 758. 9315 or 763. 5106 likely argon (? ? ) likely argon 811. 531 Species producing peak 18

Спектры излучения сверхярких светодиодов белого свечения. Холодное свечение – верхний график Теплое свечение – нижний график Led. Engin, Inc Datasheet on LZ 4 -00 WW 40, LZC-00 CW 40 19

Сравнение спектров излучения различных источников света (сверху вниз): Солнце Люминесцентная лампа Светодиодная лампа холодного света Светодиодная лампа теплого света 20

В реальности для классификации звезд по виду спектра требуется двумерная (минимум) классификация. Возникает вопрос: как при наблюдениях различить «классы светимости» , если спектральный класс (Гарвардская классификация) совпадает? 21

абсорбционный спектр Солнца H (C; F; f; h), Na (D– 1, 2), Mg (b– 1, 2), Ca (G; g; H; K), Fe (E; c; d; e; G), O 2 (telluric: A–, B –band; a–band) 22

Спектры звезд ранних спектральных классов 23

Спектры звезд поздних спектральных классов 24

25

Наблюденные характеристики звезд различных спектральных классов 26

Фундаментальные характеристики звезд различных спектральных классов 27

Диаграмма Герцшпрунга-Рэссела Диаграмма Цвет(Температура)Светимость получена спутником Hipparcos 28

ГР-диаграмма для шаровых скоплений (старые объекты) ГР-диаграмма для рассеянных скоплений (молодые объекты) 29

Одному значению температуры соответствуют различные светимости Гарвардская классификация требует дополнения классами светимости (Йеркская классификация) Ia яркие сверхгиганты Ib сверхгиганты II яркие гиганты III гиганты IV субгиганты V звезды главной последовательности (карлики) 90% всех звезд VI субкарлики БК белые карлики 30

• I. Сверхгиганты. o Ia-0 гипергиганты или очень яркие сверхгиганты. o Ia яркие сверхгиганты, такие как Денеб (спектр A 2 Ia). o Iab сверхгиганты средней яркости. o Ib менее яркие сверхгиганты, например, Бетельгейзе (спектр M 2 Ib). • II. Яркие гиганты. o IIa, например: в Scuti (HD 173764) (спектр G 4 IIa). o IIab, например: HR 8752 (спектр GOIab). o IIb, например: HR 6902 (спектр G 9 IIb). • III. Нормальные гиганты. o IIIa, например: р Persei (спектр M 4 IIIa). o IIIab, например: 6 Reticuli (спектр M 2 IIIab). o IIIb, например: Поллукс (спектр K 2 IIIb). • IV. Субгиганты. o IVa, например: £ Reticuli (спектр K 1 -2 IVa-III). o IVb, например: HR 672 A (спектр G 0. 5 IVb). • V. Главная последовательность (карлики). o Va, например: AD Leonis (спектр M 4 Vae). o Vb, например: 85 Pegasi A (спектр G 5 Vb). • VI. Субкарлики (редко). • VII. Белый карлик (редко).

По мере того, как научные исследования дают все более детальную информацию, система классификации продолжает развиваться и уточняться. Другие классификации включают S-звезды и углеродные звезды, прежде называвшиеся R- и N-звездами, а теперь располагаемые в последовательности от C 0 до C 9, что приблизительно соответствует неуглеродным звездам температурных классов от G 4 до M. Выделяют также дополнительные спектральные классы для некоторых классов звезд: • W — звезды Вольфа—Райе, очень тяжёлые яркие звезды с температурой порядка 70 000 K и интенсивными эмиссионными линиями в спектрах. • L — звезды или коричневые карлики с температурой 1 500 — 2 000 K и соединениями металлов в атмосфере. • T — метановые коричневые карлики с температурой 700 — 1 500 K. • Y — очень холодные (метано-аммиачные? ) коричневые карлики с температурой ниже 700 K. • C — углеродные звезды, гиганты с повышенным содержанием углерода. • S — циркониевые звезды. • D — белые карлики.

Дополнительные обозначения, применяемые в спектральной классификации звезд

2. 3 Интерпретация звездных спектров 34

Информация, получаемая по наблюденным спектрам: • эффективная температура (по показателям цвета) • ускорение силы тяжести • светимость • химический состав Определение обилия элемента основано на понятии эквивалентной ширины линии 35

Эквивалентная ширина линии определяется концентрацией элемента 36

Влияние силы тяжести Эмпирическое соотношение Масса-Светимость (для звезд главной последовательности) Влияние ускорения силы тяжести на линии нейтральных и ионизованных атомов оказывается различным. Это позволяет по отношению эквивалентных ширин линий иона и нейтрального атома в спектре звезды находить ускорение силы тяжести на ее поверхности, а значит, и абсолютную величину звезды. Путем сопоставления абсолютной величины звезды с ее видимой величиной может быть также найдено расстояние до звезды. На этом основывается метод определения так называемых спектральных параллаксов

влияние ускорения силы тяжести на профиль линии 38

Температура хорошо оценивается по величине бальмеровского скачка 39

2. 4 Фундаментальные характеристики звезд 40

Радиус звезды Прямые измерения радиуса крайне редки разрешение инструмента атмосферное размытие Солнце на расстоянии в 1 пк будет иметь угловой диаметр 0. 01’’ Спекл-изображение звезды 41

Определение радиусов для затменно-переменных звезд l – длина пути по орбите для круговых орбит 42

Тип Teff R/RSun M 5 V 3100 0. 3 M 0 V 3800 0. 6 G 0 V 6000 1. 1 A 0 V 10000 2. 6 B 0 V 30000 7 O 5 V 45000 18 M 0 Ia 3700 500 G 0 Ia 5800 A 0 Ia 9400 200 B 0 Ia 27000 100 O 5 Ia 40000 Измеренные радиусы звезд (интерферометры и затменные переменные) 30 Звезды главной последовательности R увеличивается с ростом Teff Гиганты R уменьшается с ростом Teff Радиус белых карликов от температуры не зависит (R ≈ 10 -2 RSun) 43

Масса звезды Прямых методов измерения масс одиночных удаленных объектов не существует Если известен R и определено g из спектральных наблюдений (точность примерно до фактора 2), то § для двойных систем с известными орбитальными параметрами (по Кеплеру): M 1 и M 2 § затменные переменные (случай круговых орбит): M 1 и M 2 44

Соотношение Масса-Радиус-Светимость для главной последовательности (до 90 % звезд) § Масса-Светимость (0. 1 M < 100 M ): § Масса-Радиус: § Светимость-Температура: § Сила тяжести: Для белых карликов: § § Масса-Радиус: § радиус не зависит от Teff 45

Химический состав звезд Для Солнца (по массе): 72% Водород, 26% Гелий, 2% остальные тяжелые элементы (в основном C, O). 46