1. Температура звёзд. В первом приближении можно считать, что звёзды излучают как абсолютно чёрные тела. Температуру Т поверхности (фотосферы) звёзд можно определить, воспользовавшись законом Стефана — Больцмана, так же, как мы это уже делали при определении температуры Солнца (см. § 18):
формула (1).
Звёзды имеют разный цвет и температуру
Подсчитанную таким методом температуру называют эффективной температурой. Однако этот метод применяется ограниченно, так как достаточно точное значение радиусов измерено только у нескольких десятков ярких гигантских звёзд.
Температуры звёзд сильно различаются. Холодные красные звёзды имеют температуру около 3000 К. Солнце с температурой фотосферы 6000 К относится к жёлтым карликам. Температура самых горячих звёзд достигает 100 000 К. Основная часть излучения горячих звёзд приходится на ультрафиолетовую часть спектра, и мы их воспринимаем как звёзды голубого цвета.
2. Спектральная классификация звёзд. Звёзды отличаются большим разнообразием, однако среди них можно выделить отдельные группы, обладающие общими свойствами.
Спектральные классы звёзд
При первом знакомстве со звёздным небом обращает на себя внимание тот факт, что звёзды разнятся по цвету. Гораздо сильнее это заметно при рассмотрении спектров. Важнейшие различия спектров звёзд заключаются в количестве и интенсивности наблюдаемых спектральных линий, а также в распределении энергии в непрерывном спектре. С учётом видов спектральных линий и их интенсивности строится спектральная классификация звёзд.
В Гарвардской обсерватории (США) в 20-е гг. ХХ в. была разработана классификация спектров звёзд, в которой последовательность спектральных классов обозначается заглавными буквами латинского алфавита. Основные характеристики спектральных классов помещены на форзаце 4. Тонкие различия внутри каждого класса дополнительно подразделяют на 10 подклассов — от 0 до 9. Например, Солнце принадлежит к спектральному классу G2.
Данная последовательность спектральных классов отражает уменьшение температуры атмосфер (фотосфер) звёзд от класса О к классу L. Спектральная последовательность одновременно является и цветовой: звёзды класса О имеют голубоватый цвет, класса В — голубовато-белый, А — белый и т. д. Для запоминания этой последовательности используется следующая фраза (мнемоническое правило):
Химический состав атмосфер большинства звёзд почти одинаков. Наружные слои звёзд состоят из водородно-гелиевой смеси с очень малой добавкой более тяжёлых элементов. Например, аналогично Солнцу другие звёзды содержат в своих атмосферах 73 % водорода, 25 % гелия и 2 % всех остальных элементов.
Различия в спектрах звёзд определяются главным образом различиями температуры. В фотосферах холодных звёзд могут существовать простейшие молекулы. Поэтому характерными деталями спектров звёзд классов М и L являются широкие полосы поглощения молекул, например CrH. При более высоких температурах молекулярные соединения распадаются. В таких спектрах пропадают спектральные полосы молекулярных соединений, зато появляются линии, соответствующие нейтральным металлам. Таким образом, спектральная классификация звёзд — это температурная классификация звёздных спектров, основанная на оценках относительной интенсивности и вида спектральных линий. В настоящее время спектральной классификацией охвачено более 500 тыс. звёзд.
3. Размеры звёзд. Линейный радиус R звезды можно определить, если известны её угловой радиус ρ” и расстояние до звезды r или годичный параллакс p” по формуле R = r • sin (ρ”).
Так как \( r=\frac{206265”}{\pi”} \) а. е., для углового радиуса \( sin(ρ”)=\frac{ρ”}{206265”} \), то имеем \( R=\frac{ρ”}{\pi”}a.e. \)
Линейные радиусы звёзд принято выражать в радиусах Солнца. В радиусах Солнца
Используя это соотношение, получим формулу для определения линейных радиусов звёзд в радиусах Солнца в следующем виде:
Звёзды настолько далеки от нас, что их угловые размеры меньше предела разрешения крупнейших телескопов. Для ярких близких звёзд угловой радиус находят по интерференционной картине, которая получается в результате перекрытия изображений звезды, при помощи двух широко расставленных телескопов. Например, с помощью оптического интерферометра, состоящего из двух сферических зеркал диаметром 6,6 м каждое, разнесённых на максимальное расстояние 180 м, удалось измерить угловой диаметр в Ориона. Он оказался равным 0,00072″, а так как годичный параллакс звезды равен ρ” = 0,0024″, то \( R=215*\frac{0.00036”}{0.0024”}=32R \).
Радиусы звёзд могут быть вычислены по их мощности излучения (светимости) и температуре. Запишем значение полной мощности излучения для какой-либо звезды и для Солнца:
где L и L\( \bigodot \), R и R\( \bigodot \), T и T\( \bigodot \) — соответственно светимости, линейные радиусы и абсолютные температуры звезды и Солнца. Принимая L\( \bigodot \)= 1 и R\( \bigodot \) = 1, получим:
или окончательно в линейных радиусах Солнца:
формула (2).
Диаметры звёзд сильно отличаются: от размеров, сравнимых с большой полуосью орбиты Юпитера (красные сверхгиганты), до размеров Земли (белые карлики) или даже до нескольких километров у нейтронных звёзд (рис. 124).
Рисунок 124 — Размеры некоторых звёзд в сравнении с размерами Земли (на рисунке слева) и Солнца (на рисунке справа)
Сравнительные размеры звёзд
Главные выводы 1. Спектральная классификация звезд основана на оценках относительной интенсивности и вида спектральных линий. 2. Размеры звезд пропорциональны расстояниям до них и видимым угловым размерам. 3. Зная мощность излучения звезды (светимость), температуру звезды и температуру Солнца, можно определить ее размер (в радиусах Солнца). 4. Температура звезд определяется на основании законов Стефана—Больцмана и Вина.
Контрольные вопросы и задания
1. Каким образом можно определить температуру звезды, используя законы Стефана—Больцмана и Вина?
2. По каким принципам производится спектральная классификация звезд?
3. Из каких химических элементов в основном состоят звезды?
4. Во сколько раз отличаются светимости двух звезд одинакового цвета, если радиус одной из них в 25 раз больше?
5. Определите размеры звезды Спики (α Девы), если температура ее фотосферы равна 22 400 К, а светимость в 13 400 раз больше светимости Солнца.
6. Определите светимость звезды α Лиры, если ее годичный параллакс равен 0,129″, а видимая звездная величина составляет 0m,03.
7. Определите расстояние, светимость и размеры звезды Регул (α Льва), если из наблюдений известно, что у нее годичный параллакс равен 0,040″, видимая звездная величина 1m,35 и температура фотосферы 13 600 К.