XIII Международная студенческая научная конференция Студенческий научный форум - 2021

ВВЕДЕНИЕ

 

Каждая звезда в течении своей жизни находится в гидростатическом равновесии. Это равновесие между силами гравитации и ядерными реакциями в ядре звезды. Благодаря этим реакциям в ядре появляются более тяжелые вещества. (К примеру, в нашем солнце большая часть водорода, но в будущем он весь превратится в гелий) Однако для того чтобы реакции проходили дальше нужна высокая температура и чем тяжелее вещество образуется, тем выше нужна температура. Гравитация создаёт в центре звезды огромное давление что способствует увеличению температуры.

Но как человеку понять какое вещество сейчас непосредственно доминирует в звезде если все что у него есть, это электромагнитный спектр, который может уловить только специализированные телескопы. Здесь на помощь человечеству пришел Фраунгофер который в 1814 году открыл оптическую спектроскопию [2]

Спектроскопиия— раздел физики, посвящённый изучению спектров электромагнитного излучения. В более широком смысле — изучение спектров различных видов излучения. Методы спектроскопии используются для исследования энергетической структуры атомов, молекул и макроскопических тел, образованных из них. Они применяются при изучении таких макроскопических свойств тел как температура и плотность, а в аналитической химии — для обнаружения и определения веществ. К преимуществам спектроскопии относится возможность диагностики in situ, то есть непосредственно в «среде обитания» объекта, бесконтактно, дистанционно, без какой-либо специальной подготовки объекта. Поэтому она получила широкое развитие, например, в астрономии [1]

ОСНОВНАЯ ЧАСТЬ

Самым простым видом излучения является тепловое — то есть излучение, связанное с температурой тела. Тепловое излучение греет замерзшие ладони усталого путника, разведшего на обочине дороги небольшой костерок; тепловым излучением освещают наши жилища лампочки накаливания; именно тепловое излучение миллиарды лет несет на Землю солнечную энергию. Формально нагретое тело излучает во всём диапазоне длин волн (или частот), но есть определенная длина волны, на которую приходится максимум излучаемой энергии. Для источника излучения с максимально простыми свойствами, который в физике называется абсолютно черным телом, эта длина волны обратно пропорциональна температуре: λ = 0,29 / T, где длина волны выражена в сантиметрах, а температура — в Кельвинах. Это соотношение называют законом смещения Вина. Зрительно именно эта длина волны (разумеется, в сочетании с кривой спектральной чувствительности глаза) определяет видимый цвет нагретого тела. В спектрах звезд распределение энергии излучения по длинам волн несколько отличается от «чернотельного», однако связь между «цветом» и температурой сохраняется. Слово «цвет» здесь взято в кавычки, поскольку вместо субъективного описания (красный, желтый, голубой и пр.) в астрономии используются менее живописные, но куда более четкие численные характеристики — так называемые показатели цвета [3]

Если на пути света, излучаемого каким-либо источником, поставить стеклянную призму, то свет изменит направление. При этом лучи с большей длиной волны отклонятся на меньший угол, а лучи с меньшей длиной волны отклонятся на больший угол. В результате на экране, который может быть помещен за призмой, появится цветная полоска - спектр источника излучения. За фиолетовым краем полоски находится еще более коротковолновая область - ультрафиолетовая, а за красным краем полоски еще более длинноволновая - инфракрасная. Человеческий глаз не воспринимает ультрафиолетовые и инфракрасные лучи, но они могут быть зарегистрированы приборами.

В спектре свечи или электрической лампочки яркость по мере перехода от фиолетовой части к красной меняется плавно. В спектрах же звезд на этом непрерывном фоне имеются темные, а у некоторых звезд еще и яркие линии. Такого же рода линии появятся в спектре электрической лампочки, если на пути к световой призме свет лампочки пройдет через слой раскаленного газа (например, пламя газовой горелки). Каждый газ дает линии в определенных местах спектра. Сравнивая положение получаемых в лаборатории спектральных линий газов с положением линий в спектрах звезд, можно определить химический состав и температуру звездных атмосфер.
Комбинации линий в спектрах звезд и их интенсивность меняются от звезды к звезде, и практически нельзя найти двух звезд, спектры которых были бы совершенно одинаковы. В то же время совокупность спектров звезд обладает замечательной особенностью: все спектры могут быть расположены в непрерывную последовательность. Если мы возьмем два каких-нибудь сильно отличающихся друг от друга спектра звезд, то всегда можно найти достаточное количество спектров других звезд, которые, после того, как мы их в надлежащем порядке расположим между первыми двумя спектрами, создадут постепенный переход от одного из них к другому. Такая серия промежуточных спектров может быть только одна, т.е. последовательность спектров линейная. Явление линейной последовательности спектров говорит о том, что спектры звезд зависят в основном от одного параметра. Этим параметром является температура.

Для удобства вся последовательность спектров разбита на несколько участков, или спектральных классов. Эти спектральные классы обозначаются латинскими буквами: O - B - A - F - G - K - M - L - T Спектры звезд двух соседних спектральных классов еще сильно отличаются между собой. Поэтому потребовалось введение более тонкой градации - разделения спектров внутри каждого спектрального класса на 10 подклассов. После этого разделения часть последовательности спектров будет выглядеть так: … - B9 - A0 - A1 - A2 - A3 - A4 - A5 - A6 - A7 - A8 - A9 - F0 - F1 - F2 - … [4]

Звезды спектрального класса О - самые горячие. Их температура составляет от 15000 до 50000 градусов и выше. В их спектрах самыми заметными являются линии ионизированного гелия и дважды ионизированного кислорода. Линии водорода очень слабы. Это ярко-голубые звезды.

У звезд спектрального класса В температура поверхности составляет 11000 - 15000К. В их спектрах самыми заметными являются линии ионизированных кислорода и азота и нейтрального гелия. Линии водорода становятся сильнее. Это бело-голубые звезды.

У звезд спектрального класса А температура поверхности 8000-10500 градусов. Их цвет ослепительно белый. Линии водорода становятся наиболее интенсивными.

Звезды спектрального класса F имеют температуру 6000-7500К. Линии водорода начинают ослабевать, появляются линии ионизированных металлов. Цвет этих звезд - белый с желтоватым оттенком.
У звезд класса G температура поверхности 5200-6000К. Эти звезды больше всего напоминают наше Солнце (спектральный класс Солнца G2). В их спектре линии ионизированных металлов ослабевают, появляются линии нейтральных металлов, линии водорода сильно ослабевают.
Температура поверхности звезд спектрального класса К составляет 3700-5200К. Это оранжевые звезды. В их спектре линии ионизированных металлов почти полностью исчезают, линии нейтральных металлов наиболее интенсивны.

Звезды спектрального класса М - сравнительно холодные красные звезды. Их температура составляет 2500-3600К. При такой температуре уже возможно существование некоторых молекул, например, оксидов титана и ванадия. Поскольку эти молекулы поглощают свет во множестве частот, в спектрах звезд М-класса появляются целые полосы поглощения.

Спектральные классы L и T были введены сравнительно недавно (в 1998 и 2000 годах, соответственно), после появления инфракрасных приемников излучения и открытия с их помощью коричневых карликов - объектов, промежуточных между звездами и планетами. Большинство звезд L-класса должно быть именно коричневыми карликами, хотя очень старые маломассивные звезды тоже могут остыть ниже 2000К.

Итак, температура объектов спектрального класса L составляет 1500-2000К. Полосы поглощения оксидов титана и ванадия исчезают из их спектров, потому что молекулы TiO и VO конденсируются в пылинки и больше не проявляют себя в спектре, как это свойственно молекулам. Спектр объектов L-класса характеризуется сильной полосой поглощения CrH, сильными линиями редких щелочных металлов рубидия и цезия и широкими линиями калия и натрия.

Температура объектов Т-класса оказывается еще ниже и составляет 1000-1500К. В их спектрах видны мощные полосы поглощения воды, метана и молекулярного водорода. Иногда их еще называют "метановыми карликами".[4]

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Несмотря на огромное количество факторов влияющих на температуру удаленных объектов, человек умеет лишь наблюдать и моделировать. С наблюдением ему помогает бесчисленное количество телескопов (как наземных, так и внеземных), а с моделированием на помощь приходят огромные вычислительные мощности в виде суперкомпьютеров.

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

Спектроскопия [Электронный ресурс]. – Режим доступа:
https://ru.wikipedia.org/wiki/Спектроскопия

Оптическая спектроскопия [Электронный ресурс]. - Режим доступа:
https://en.wikipedia.org/wiki/Ultraviolet–visible_spectroscopy

Научно популярная библиотека «элементы» [Электронный ресурс]. –Режим доступа: https://elementy.ru/nauchno-populyarnaya_biblioteka/430399/Otkuda_astronomy_eto_znayut#color

Спектральные классы звезд [Электронный ресурс]. - Режим доступа:
http://www.allplanets.ru/spektr_klass.htm

Спектральный анализ [Электронный ресурс]. - Режим доступа:
https://ru.wikipedia.org/wiki/Спектральный_анализ

Спектральный анализ в современной астрономии [Электронный ресурс]. - Режим доступа:
https://spacegid.com/spektralnyiy-analiz-v-astronomii.html

Ядерные реакции в звездах [Электронный ресурс]. - Режим доступа:
http://nuclphys.sinp.msu.ru/nuclsynt/n03_1.htm

Определение температуры и излучательной способности непрозрачных нагретых тел по спектру теплового излучения: моделирование измерений в спектральном окне [Электронный ресурс]. –Режим доступа: http://www.sibran.ru/upload/iblock/28b/28b1cf20f7f2049de6c25ed4301d55ba.pdf

Спектральные классы звезд [Электронный ресурс]. –Режим доступа:
https://ru.wikipedia.org/wiki/Спектральные_классы_звёзд

Код для цитирования: Скопировать