Классификация звезд раздел астрофизика

Что такое система классификации звезд?
В этом разделе мы изучим определение системы классификации звезд, почему она полезна и на каких физических величинах она может основываться.

Мотивация и определение для классификации звезд
Вопреки тому, что вы можете ожидать, и астрофизика, и астрономия в основном являются статистическими науками. Как и все научные дисциплины, они должны полагаться на измерения и эксперименты. Однако из-за того, что объекты экспериментов, звезды или планеты, не могут быть воспроизведены на Земле, необходимо уточнить измерения и использовать статистику для извлечения неизвестной нам информации.

Имея все это в виду, мы определяем систему классификации звезд как схему, в которой звезды связаны с определенными измеряемыми величинами. Это позволяет нам классифицировать их. Статистические особенности этой классификации дают нам информацию о составе нашей Вселенной.

Соответствующие величины для классификации звезд
Какие полезные величины мы можем измерить, чтобы получить полезную классификацию? Звезды - это, по сути, тела, которые излучают излучение из-за ядерных процессов, происходящих внутри них. Мы приближаем их излучаемое излучение к излучению черного тела. Это хорошее приближение, которое чрезвычайно упрощает их изучение, рассматривая их как идеально излучающие тела. (Это означает, что большинство соответствующих величин, о которых нам следует беспокоиться, связаны с их спектральным излучением.)

Некоторые из этих величин:

Светимость: количество электромагнитной энергии в единицу времени, излучаемой звездой или другим астрономическим объектом.

Видимая звездная величина: проблема со светимостью заключается в том, что мы не можем измерить все излучение, испускаемое объектом, находящимся очень далеко. Мы можем измерить только ту часть, которая достигает нас, и телескопы или устройства, которые мы, возможно, разместили в космосе. Чтобы разобраться с этим, мы используем концепцию видимой величины, которая связана с электромагнитным излучением, которое мы наблюдаем с Земли.

Абсолютная звездная величина: также мера принимаемого электромагнитного излучения в единицу времени, но измеряется наблюдателем в десяти парсеках от объекта. Однако для того, чтобы использовать эту величину, нам нужны альтернативные способы измерения расстояния от Земли до объекта.

Температура излучения: согласно законам термодинамики, частота излучения, испускаемого объектом, зависит от температуры объекта. Чем горячее объект, тем ближе к синему его цвет; чем холоднее объект, тем ближе к красному его цвет. Это позволяет нам оценивать температуру звезд, анализируя спектр излучения.

Спектральная классификация звезд
Как мы уже упоминали, знание спектра излучения звезды полезно для определения ее температуры (а также ее состава). Исторически некоторые различия в цвете наблюдались очень рано, но только в конце девятнадцатого века была создана система для строгой классификации звезд. Эта система, названная Гарвардской звездной классификацией, основана на категориях, названных по буквам, и представлена в следующей таблице:

Класс Цветность Температура (Кельвин)
O Синий 30000
B. Сине-белый 10000-30000
A. Белый 7500-10000
F. Желто-белый 6000-7500
G Желтый 5200-6000
K Светло-оранжевый 3700-5200
M. Оранжево-красный 2400-3700

Диагональная длинная линия называется “главной последовательностью”. Именно там звезды проводят большую часть своей жизни. Верхняя область диаграммы имеет "ветвь гигантов" и "ветвь сверхгигантов". Они состоят из звезд с огромными радиусами и преклонным возрастом. Мы находим "ветку белых карликов" в нижней части диаграммы. Это звезды в самом конце своей жизни, с низкой и средней массой, с очень малыми радиусами и светимостью.

Эта диаграмма позволяет нам надежно предсказать поведение звезды; Его возраст, масса и состав, благодаря статистическим характеристикам, извлеченным из звезд, которые уже были каталогизированы.

Классификация других астрономических объектов
Мы кратко рассмотрим три особых астрономических объекта, а именно: сверхновые, нейтронные звезды и черные дыры. Попадают ли они в те же категории, что и те, которые мы уже изучали?

Сверхновые
Диаграмма Герцшпрунга-Рассела - это карта жизни звезды, но ее смерть не включена. Развитие звезды определяется ее массой, поскольку это указывает на то, сколько ядерного топлива в ней содержится. Как только они достигают массы, превышающей определенное значение (около 8-15 масс Солнца; 1 масса Солнца составляет приблизительно 1,989 * 10 ^ 30 [кг]), звезды внезапно взрываются после миллионов лет жизни, образуя новые элементы и рассылая их по Вселенной. Хотя эти эпизоды наблюдались редко, они представляют собой хорошую лабораторию для межзвездных экспериментов. Известно, что их светимость очень точно коррелирует со временем.

Нейтронные звезды
Гигантская звезда подвергается некоторым процессам, которые могут привести к удалению ее внешних слоев. Если это произойдет, его ядро, в зависимости от массы, может быть слишком массивным, чтобы превратиться в белого карлика. В этом случае образуется быстро вращающееся тело, которое, как полагают, состоит в основном из нейтронов. Эти тела обладают высокой светимостью в радиочастотном диапазоне. Их излучающие свойства также очень хорошо известны и служат различным целям при измерении.

Черные дыры
Это самые известные и загадочные астрономические объекты. Сверхновые не могут быть полным исчезновением звезды. Остаток может пережить взрыв. В зависимости от массы, опять же, может образоваться черная дыра. Это объекты, которые не позволяют ничему, даже свету, избежать их гравитационного притяжения. Все их свойства являются теоретическими. С ними практически невозможно проводить измерения. Однако считается, что они играют очень важную роль в формировании галактик и крупных структур во Вселенной.