АСТРОНОМИЯ

 В самом начале XX в. датский астроном Герцшпрунг и несколько позже американский астрофизик Рессел установили существование зависимости между видом спектра (т.е. температурой) и светимостью звезд. Эта зависимость иллюстрируется графиком, по одной оси которого откладывается спектральный класс, а по другой – абсолютная звездная величина.

Такой график называется диаграммой спектр - светимость или диаграммой Герцшпрунга - Рессела.

Вместо абсолютной звездной величины можно откладывать светимость (обычно в

логарифмической шкале), а вместо спектральных классов - показатели цвета или

непосредственно эффективную температуру.

Видимый блеск звёзд зависит и от их истинной силы света, называемой светимостью, и от их расстояния до нас. Только знание расстояния до звезды позволяет подсчитать ее светимость по сравнению с Солнцем. Если мы возьмем Солнце за эталон равный 1 (т.е. эталонное расстояние для наблюдаемого объекта – это наша позиция на Земле к объекту находящемуся на таком же расстоянии от нас, как и Солнце), то, например, светимость звезды, в десять раз менее яркой в действительности, чем Солнце, выразится числом 0,1.

Шкала светимости звезд

Положение каждой звезды в той или иной точке диаграммы определяется ее

физической природой и стадией эволюции. Поэтому на диаграмме Герцшпрунга -

Рессела как бы запечатлена вся история рассматриваемой системы звезд. В этом

огромное значение диаграммы спектр - светимость, изучение которой является одним

из важнейших методов звездной астрономии. Оно позволяет выделить различные

группы звезд, объединенные общими физическими свойствами, и установить

зависимость между некоторыми их физическими характеристиками, а также помогает в

решении ряда других проблем (например, в исследовании химического состава, и

эволюции звезд).

Блеск некоторых звёзд по шкале звёздных величин

часть диаграммы соответствует звездам большой светимости,

которые при данном значении температуры отличаются большими размерами. Нижнюю

часть диаграммы занимают звезды малой светимости. В левой части диаграммы

располагаются горячие звезды более ранних спектральных классов, а в правой -

более холодные звезды, соответствующие поздним спектральным классам.

В верхней части диаграммы находятся звезды, обладающие наибольшей светимостью

(гиганты и сверхгиганты), отличающиеся высокой светимостью. Звезды в нижней

половине диаграммы обладают низкой светимостью и называются карликами. Наиболее

богатую звездами диагональ, идущую слева вниз направо, называют главной

последовательностью. Вдоль нее расположены звезды, начиная от самых горячих (в

верхней части) до наиболее холодных (в нижней).

Спектральные классы звёзд

Как видно в целом звезды распределяются на диаграмме Герцшпрунга -

Рессела весьма неравномерно, что соответствует существованию определенной

зависимости между светимостями и температурами всех звезд. Наиболее четко это

выражено для звезд главной последовательности. Однако внимательное изучение

диаграммы позволяет выделить на ней ряд других последовательностей, правда,

обладающих значительно большей дисперсией, чем главная. Эти последовательности

говорят о наличии у некоторых определенных групп звезд индивидуальной

зависимости светимости от температуры.

Рассмотренные последовательности называются классами светимости и обозначаются

римскими цифрами от I до VII, проставленными после наименования спектрального

класса. Таким образом, полная классификация звезд оказывается зависящей от двух

параметров, один из которых характеризует спектр (температуру), а другой -

светимость. Солнце, например, относящееся к главной последовательности, попадает

в V класс светимости и обозначение его спектра G2V. Эта принятая в настоящее

время классификация звезд называется МКК (Моргана, Кинана, Кельман).

Определение светимости звёзд, формула

Количество энергии, которое выделяет небесное тело, определяется в ваттах (Вт), джоулях на секунду (Дж/с) или в эргах на секунду (эрг/с). Существует несколько способов найти необходимый параметр. Его легко вычислить по формуле L = 0,4(Ma -M),если знать абсолютную величину нужной звезды. Так, латинской буквой L обозначается светимость, буква М – это абсолютная звездная величина, а Ма – абсолютная величина Солнца (4,83 Ма).

Другой способ предполагает больших знаний о светиле. Если нам известны радиус (R) и температура ( Tef )его поверхности, то светимость можно определить по формуле L=4pR2sT4ef. Латинская s в данном случае означает стабильную физическую величину - постоянную Стефана-Больцмана.

Светимость нашего Солнца равна 3.839 х 1026 Ваттам. Для простоты и наглядности, ученые обычно сравнивают светимость космического тела именно с этой величиной. Так, существуют объекты в тысячи или миллионы раз слабее или мощнее Солнца.

Звезды одного спектра могут иметь различную светимость. Поэтому ученые разработали йеркскую классификацию, которая учитывает и этот параметр. Она разделяет их по светимости, основываясь на абсолютной величине.

При этом каждому виду звезд приписывают не только буквы спектра, но и цифры, отвечающие за светимость. Так, выделяют: гипергигантов (0); ярчайших сверхгигантов (Ia+); ярких сверхгигантов (Ia); нормальных сверхгигантов (Ib); ярких гигантов (II); нормальных гигантов (III); субгигантов (IV); карликов главной последовательности (V); субкарликов (VI); белых карликов (VII); Чем больше светимость, тем меньше значение абсолютной величины.

 У гигантов и сверхгигантов оно обозначается со знаком минус. Связь между абсолютной величиной, температурой, спектром, светимостью звезд показывает диаграмма Герцшпрунга — Рессела. Она была принята ещё в 1910 году. Диаграмма объединяет гарвардскую и йеркскую классификации и позволяет рассматривать и классифицировать светила более целостно.  

Классы светимости звёзд

Класс светимости I - сверхгиганты; эти звезды занимают на диаграмме спектр -

светимость верхнюю часть и разделяются на несколько последовательностей.

Класс светимости II - яркие гиганты.

Класс светимости III - гиганты.

Класс светимости IV - субгиганты. Последние три класса расположены на диаграмме

между областью сверхгигантов и главной последовательностью.

Класс светимости V - звезды главной последовательности.

Класс светимости VI - яркие субкарлики. Они образуют последовательность,

проходящую ниже главной примерно на одну звездную величину, начиная от класса А0

вправо.

Класс светимости VII. Белые карлики. Они обладают весьма малой светимостью и

занимают нижнюю часть диаграммы.

Принадлежность звезды к данному классу светимости устанавливается на основании специальных дополнительных признаков спектральной классификации.

Так, например, сверхгиганты обладают, как правило, узкими и глубокими линиями

(с-характеристика), в полную противоположность необычайно широким линиям белых

карликов ( 196). По своим спектрам карлики отличаются от гигантов тем, что у

них линии некоторых металлов относительно слабее, чем у гигантов тех же

спектральных классов, в то время как интенсивности линий других металлов

различаются значительно меньше. Спектры субкарликов, наоборот, отличаются

слабостью всех металлических линий, что связано с меньшим содержанием металлов в

этих звездах.

Рассмотренные дополнительные критерии спектральной классификации, позволяющие

определить класс светимости, могут служить основой для спектроскопического

определения абсолютных звездных величин и тем самым расстояний.

Метод определения расстояний, основанный на эмпирической зависимости светимости

звезд от отношения интенсивностей определенных линий в спектре, называется

методом спектральных параллаксов.

В отличие от тригонометрических, спектральные параллаксы могут быть определены и

для весьма удаленных объектов, коль скоро изучены их спектры. Поэтому этот метод

играет исключительно важную роль в астрономии.

Светимость по шкале звёздных величин