Gwiazdy
advertisement
GWIAZDY GWIAZDY Słowo gwiazda jest pochodzenia litewsko-słowiańskiego i pierwotnie oznaczało światło (w języku pruskim). Wjęzyku greckim gwiazda to αστρον (astron) , w łacińskim "stella" bądź "sidus" (Wikipedia, encyklopedia internetowa) • Gwiazdy to najbardziej rozpowszechnione, najbardziej liczne obiekty we Wszechświecie. • Są to masywne,gorące kule gazowe składające się głównie z plazmy,czyli zjonizowanych atomów i elektronów, wytwarzające obecnie lub w przeszłości energię w procesach reakcji syntezy termojądrowej, co odróżnia je od planet, które świecą głównie światłem odbitym. • Dokładniej, gwiazdy definiuje się jako zbudowane z plazmy, kuliste obiekty utrzymywane siłami własnej grawitacji w równowadze hydrostatycznej, które produkują własną energię w procesach syntezy termojądrowej. I Oznaczenia gwiazd, gwiazdozbiory, katalogi, mapy 1. Gwiazdozbiory • Historyczne nazwy gwiazdozbiorów – konstelacji gwiazd I Oznaczenia gwiazd, gwiazdozbiory, katalogi, mapy 1. Gwiazdozbiory • W 1928 roku Międzynarodowa Unia Astronomiczna (MUA) podzieliła niebo na 88 fragmentów – gwiazdozbiorów. I Oznaczenia gwiazd, gwiazdozbiory, katalogi, mapy 1. Gwiazdozbiory • W 1928 roku Międzynarodowa Unia Astronomiczna (MUA) podzieliła niebo na 88 fragmentów – gwiazdozbiorów. I Oznaczenia gwiazd, gwiazdozbiory, katalogi, mapy 1. Gwiazdozbiory • W 1928 roku Międzynarodowa Unia Astronomiczna (MUA) podzieliła niebo na 88 fragmentów – gwiazdozbiorów. • Nazwy gwiazdozbiorów 2. Nazwy gwiazd • Kilkadziesiąt gwiazd ma nazwy własne, niektóre z nich zostały w starożytności lub średniowieczu. • Tycho Brache (1546-1601) i Johann Bayer (1572-1605) wprowadzili system oznaczania gwiazd, który częściowo przetrwał do czasów obecnych. Opiera się on na zasadzie oznaczania kolejnych gwiazd w danym gwiazdozbiorze wg malejących jasności kolejnymi literami najpierw alfabetu greckiego, potem małymi i dużymi literami alfabetu łacińskiego, a następnie kolejnymi liczbami, wszystko poprzedzone łacińskim skrótem nazwy gwiazdozbioru. Jednak od tej zasady jest szereg wyjątków. Liter alfabetu łacińskiego obecnie się raczej nie używa, z wyjątkiem oznaczania składników gwiazd podwójnych. Litery R do Z po raz pierwszy zostały użyte w 1862 r. przez F.W. Argelandera do oznaczania gwiazd zmiennych. 2. Nazwy gwiazd • Nazwy niektórych gwiazd • Najjaśniejsze gwiazdy w poszczególnych gwiazdozbiorach • Obecnie, dla oznaczania gwiazd, najczęściej używa się numeru związanego z określonym katalogiem gwiazd. 3. Katalogi gwiazd i mapy nieba Katalogi gwiazd Katalogi współczesne Astronomical catalogs online SAO Catalog online Mapy, katalogi i ... II Podstawowe parametry fizyczne gwiazd 1. Odległości gwiazd Wyznaczanie odległości gwiazd to jedno z najbardziej fundamentalnych zagadnień astronomii gwiazdowej gdyż znajomość odległości gwiazd z jednej strony daje nam skalę rozmiarów Wszechświata, a z drugiej umożliwia wyznaczanie innych parametrów. 1.1 Metody wyznaczania odległości - Radarowe pomiary odległości – tylko najbliższe obiekty w Układzie Słonecznym - Metoda paralaksy heliocentrycznej – najbliższe gwiazdy 206205 AU d d d 1 pc Najbliższa gwiazda: Proxima Centauri - widoczna na południowej półkuli nieba jako składnik układu potrójnego Centauri = 0.76” d = 1.3 pc = 4.3 lat świetlnych Najbliższe gwiazdy • Wewnątrz sfery o promieniu 3 pc znajduje się 10 gwiazd, w sferze o promieniu 4 pc – 30 gwiazd • Z pomiarów naziemnych można mierzyć paralaksy do 0.01”, tzn wyznaczać odległości gwiazd do 100 pc. • Hipparcos wyznaczył paralaksy ok.. 118 000 gwiazd z dokładnością 0.001” - Metoda paralaksy spektroskopowej – później - Inne metody wyznaczania odległości 2. Ruch gwiazd w przestrzeni względem Słońca vt Ruch własny gwiazdy – obserwowana prędkość tangencjalna – ruch gwiazdy na tle innych, bardziej odległych gwiazd. vr Ruch własny wyraża się w sekundach na rok. v v 2 v r2 vt2 2. Ruch gwiazd w przestrzeni względem Słońca Największy ruch własny ma gwiazda BD +4o,3561 – Strzała Barnarda z gw. Wężownika: = 10.358”, d = 1.82 pc, vt = 89.4 km/s Prędkość tangencjalna gwiazdy Znająć ruch własny gwiazdy można określić o jaki kąt na sferze niebieskiej przesunie się dana gwiazda w ciągu roku. Jeżeli znana jest odległość d gwiazdy ( w parsekach) i jej ruch własny , to można obliczyć wartość prędkości tangencjalnej: vt dtg d 206265 pc / rok km / s vt 4.74 d 4.74 Prędkość radialna gwiazd Dla pomiaru prędkości radialnej gwiazdy wykorzystuje się zjawisko Dopplera, które opisane jest następującą zależnością: vr 0 1 c gdzie 0 – długość fali wysyłanej przez źródło światła, - długość fali światła dochodzącego do obserwatora, vr – prędkość źródła światła Prędkość radialna gwiazd Wykonując pomiar spektroskopowy widma gwiazdy można określić zmianę długości fali = - 0, a następnie na podstawie wzoru Dopplera wyznaczyć prędkość radialną: vr c przy czym gdy > 0 wtedy vr > 0 – źródło oddala się gdy < 0 wtedy vr < 0 – źródło zbliża się Dla większości gwiazd prędkości radialne nie przekraczają 20 km/s. Tylko dla ok. 4% gwiazd wartość bezwzględna prędkości radialnej jest większa od 60 km/s. 3. Jasności gwiazd • Różnice w obserwowanych jasnościach gwiazd spowodowane są dwoma podstawowymi przyczynami: - rzeczywistymi (fizycznymi) różnicami w ilości emitowanego promieniowania, - różnicami w odległości gwiazd od obserwatora. • Jasność obserwowana albo jasność widoma to gwiazdy mierzona z powierzchni Ziemi. Odpowiada ona natężeniu oświetlenia. • Jasność gwiazd wyraża się jednostkach nazywanych wielkościami gwiazdowymi (z łac. magnitudo) – w skrócie mag. . 3. Jasności gwiazd • Skala wielkości gwiazdowych opiera się na klasyfikacji wprowadzonej w II w p.n.e. przez Hipparcha, który podzielił gwiazdy na 6 grup zaliczając najjaśniejsze do grupy pierwszej, a najsłabsze do szóstej. • John Herschel ok. roku 1830 powiązał pojęcie wielkości gwiazdowych z natężeniem światła gwiazd stwierdzając, że różnicom w wielkościach gwiazdowych odpowiadają określone stosunki natężeń całkowitego blasku. Ocenił, że gwiazda pierwszej wielkości daje około 100 razy więcej światła niż gwiazda szóstej wielkości. • Ta zasada została później przyjęta przez Normana Pogsona (w roku 1856), który zdefiniował skalę fotometryczną gwiazd. Pogson przyjął, że różnicy 5 wielkości gwiazdowych odpowiada stosunek natężeń światła równy 100: lub Im 100 I m 5 log I m log I m 5 2 gdzie Im i Im+5 oznaczają natężenie blasku odpowiadające wielkościom m i m+5. Przyjmując, że stosunek natężeń oświetleń pochodzących od gwiazd różniących się jasnością o jedną wielkość gwiazdową jest stały i wynosi: Im a const , I m 1 mamy Im I m I m 1 I m 2 I m 3 I m 4 a 5 100 , I m 5 I m 1 I m 2 I m 3 I m 4 I m 5 a po obustronnym zlogarytmowaniu otrzymujemy wartość stałej a: log a 5 log 100 , 5 log a 2 , log a 0.4 a 2.512... Tak więc, różnicy jednej wielkości gwiazdowej odpowiada stosunek natężeń oświetlenia wynoszący 2.512... . Uogólniając, dla dwóch gwiazd o wielkościach gwiazdowych m i n otrzymujemy: Im a n m , In Im log n m log a 0.4 n m , In czyli następującą zależność: Im n m 2.5 log , In którą nazywamy wzorem Pogsona. Skala jasności gwiazd Różnica w wielkości gwiazdowej m2 – m1 Stosunek natężeń oświetlenia Im1/Im2 0.1 1.096 0.5 1.585 1 2.512 2 6.310 3 15.85 4 39.81 5 100 10 10 000 15 1 000 000 20 100 000 000 Punkt zerowy skali wielkości gwiazdowych został tak wybrany, aby z regułą zaproponowaną przez Hipparcha i upowszechnioną przez Ptolemeusza najsłabsze gwiazdy widoczne gołym okiem miały wielkość 6m. Przy takiej definicji jasność najjaśniejszej gwiazdy Syriusza wynosi –1.5m. +4.3m Słońce -26.73m Galaktyka M31 w Andromedzie Księżyc w pełni -12.6m Najsłabsze gwiazdy widoczne gołym okiem Wenus (max. jasności) -4.4m Najjaśniejsza planetoida Mars (max. jasności) -2.8m Najjaśniejszy kwazar +12.6m Jowisz (max. jasności) -2.7m Pluton (max. jasność) +15m Syriusz -1.5m Zasięg CCD teleskopu 10m +27m Wega 0.0m Zasięg teleskopu Hubble’a +30m +6.0-6.5m +6m Najjaśniejsze gwiazdy Wielkości absolutne gwiazd • Jasność obserwowana gwiazdy zależy od jej odległosci. Dla wyeliminowania wpływu odległości wprowadzono pojęcie jasności absolutnej. • Jasność absolutna to taka jasność jaką miała by gwiazda gdyby znajdowała się w odległości 10 parseków. • Jasność absolutną wyraża się w tzw. absolutnych wielkościach gwiazdowych. Dwie gwiazdy identyczne, położone w różnych odległościach D1 i D2, wykazują różny blask, gdyż widome natężenie ich światła I1 i I2 jest odwrotnie proporcjonalne do kwadratów odległości D1 i D2: I1 D22 2 . I2 D1 Różnica wielkości gwiazdowych m1 i m2 wyraża się więc wzorem: D1 I1 m1 m2 2.5 log 2.5 log I2 D2 2 D1 5 log D2 Przyjmując w powyższym wzorze D2 = 10 i wprowadzając nastepujące oznaczenia m1 = m, m2 = M (jasność absolutna), D1 = D mamy: m M 5 log D , 10 lub M m 5 5 log D . Wzór ten wyraża zależność między wielkością widomą i absolutną oraz odległością przy założeniu, że przestrzeń międzygwiazdowa jest całkowicie przezroczysta. zalożenie to jest spełnione tylko w przybliżeniu. Wstawiając do powyższego wzoru paralaksę heliocentryczną zamiast odległości = 1/D przekształcamy go do postaci: M m 5 5 log . Jasności obserwowane i absolutne niektórych gwiazd Nazwa gwiazdy Jasność widoma (m) Jasność absolutna (M) Odległość (pc) Słońce -26.73 +4.8 Syriusz -1.44 +1.4 2.6 Kanopulus -0.72 -8.5 360.0 Wega +0.03 +0.5 8.1 Rigel +0.12 -7.1 280.0 Procjon +0.38 +2.6 3.5 Altair +0.77 +2.2 5.1 Aldebaran +0.85 -0.3 21.0 Pollux +1.14 +0.2 11.0 Bellatrix +1.64 -3.6 110.0 Wielkości bolometryczne gwiazd Całkowitą energię wysyłaną przez gwiazdy we wszystkich długościach fali światła charakteryzuje tzw. wielkość bolometryczna, której nie wyznacza się bezpośrednio z obserwacji, lecz oblicza się z wielkości fotometrycznych na podstawie znanej temperatury gwiazdy przy założeniu, że gwiazda promieniuje jako ciało doskonale czarne. Na ogół wielkości bolometryczne są obliczane przez dodanie do wielkości wizualnej (np.. wielkości V w układzie fotometrycznym U,B,V) tak zwanej poprawki bolometrycznej (BC): mbol = mwiz +BC Przyjęto, że poprawka BC jest równa zeru dla gwiazd o temperaturze efektywnej 6800 K. Dla Słońca poprawka BC wynosi ok. –0.07 mag., dla gwiazdy o temperaturze 4000 k wynosi –0.6 mag. 4. Moc promieniowania (światłość) gwiazdy • Jest to całkowity strumień energii, jaką wypromieniowuje gwiazda we wszystkich kierunkach w jednostce czasu. • Moc promieniowania bezpośrednio można wyznaczyć jedynie dla Słońca. • Dla gwiazd moc promieniowania może być obliczona przez porównanie ich jasności absolutnej z jasnością absolutną Słońca. 4. Moc promieniowania (światłość) gwiazdy Analogicznie do wzoru: Im log 0.4 n m , In można napisać: log Lgw LSł 0.4 MSł Mgw , Przyjmując dalej LSł = 1 oraz podstawiając wartość numeryczną na bolometryczną jasność absolutną Słońca MSł = 4.72, otrzymujemy wzór dla wyznaczenia mocy promieniowania gwiazdy wyrażonej w mocy promieniowania Słońca: log Lgw 0.4 Mgw 1.888. 5. Widma i temperatury gwiazd Analiza widmowa gwiazd • Nawet za pomocą największych teleskopów nie można oglądać bezpośrednio powierzchni gwiazd. Ze względu na ogromne odległości wyglądają tylko jak punkty na sferze niebieskiej. • Wiedza o fizycznych i chemicznych parametrach gwiazd pochodzi z: - analizy promieniowania w różnych jego zakresach, - zmian jego natężenia w czasie, - a przede wszystkim z analizy widmowej. • Widma dostarczają podstawowych informacji: - o temperaturze i składzie chemicznym zewnętrznych warstw, - o ciśnieniu i gęstości atmosfery, - o prędkości radialnej i ruchu wirowym, - a także o natężeniu pola magnetycznego danej gwiazdy. Klasyfikacja harvardzka gwiazd • Badania widm gwiazdowych zostały zapoczątkowane na szerszą skalę w ostatnim dziesięcioleciu XIX wieku w obserwatorium Uniwersytetu Harvardzkiego w USA. • Kierowała nimi Annie Jump Cannon, która zaproponowała stosowaną do dziś klasyfikację widmową gwiazd. • Analiza widmowa jest podstawą harwardzkiej klasyfikacji, która grupuje gwiazdy o zbliżonym wyglądzie widma. • Ponieważ widmo w dużej mierze odzwierciedla stan energetyczny fotosfery, czyli zewnętrznej warstwy gwiazdy, jej temperatura jest głównym wskaźnikiem decydującym o przynależności do określonego typu widmowego. Klasyfikacja harvardzka gwiazd • Poczynając od gwiazd najgorętszych, rozróżnia się następujące podstawowe typy widmowe: O - B - A - F - G - K - M. („Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me!”) • Początkowe typy tego ciągu nazywa się wczesnymi, końcowe – późnymi. • Ponad 1% gwiazd należy do dalszych pięciu typów widmowych: W - gwiazd Wolfa-Rayeta o temperaturze powierzchni 100 000 K Q - gwiazd nowych R i N - gwiazd węglowych S gwiazd cyrkonowych. • Poszczególne typy widmowe gwiazd dzielą się na podtypy, oznaczane cyframi od 0 do 9. Klasyfikacja harvardzka gwiazd Wprowadzona w ten sposób klasyfikacja gwiazd według ich typów widmowych nie określa jednak ściśle niektórych typów gwiazd, o takiej samej temperaturze powierzchni. Do tego samego typu widmowego należą bowiem karły, olbrzymy i nadolbrzymy. Pewne gwiazdy mają szczególne, niecodzienne widma. Dlatego wprowadzono dalsze dodatkowe symbole dla oznaczenia typów widmowych. Przed nazwą typu dodaje się : • • • • • • sd - gdy gwiazda jest podkarłem ( ang. subdwarf ) d - karłem ( ang. dwarf ) w - białym karłem ( ang. white ) sg - podolbrzymem ( ang. subgiant ) g - olbrzymem ( ang. giant ) c - nadolbrzymem ( ang. colossus ) Klasyfikacja harvardzka gwiazd Natomiast za symbolem oznaczającym typ widmowy można spotkać litery: • • • • • • p - gdy gwiazda ma swoiste osobliwe widmo ( ang. peculiar ) e - gdy w widmie gwiazdy są linie emisyjne n - gdy linie w widmie są rozmyte ( ang. nebular ) s - gdy linie w widmie są ostre ( ang. sharp ) k - gdy widmo zawiera linie międzygwiazdowego gazu m - gdy zawiera linie metalu Istnieją też gwiazdy o tak osobliwym widmie, że trudno je zaliczyć do jakiegokolwiek typu widmowego i takie oznaczamy symbolem pec (pekularne). Klasyfikacja harvardzka gwiazd Zdarza się czasami, że gwiazda jest bardziej czerwona, niż wynikałoby to z jej typu widmowego. Typ widmowy wskazuje na przykład na temperaturę, przy której kolor gwiazdy powinien być białoniebieskawy, a gwiazda jest wyraźnie żółtawa itp. Tego rodzaju efekt nazywa się nadwyżką (ekscesem) barwy. Świadczy on jednak nie o osobliwościach fizycznych samej gwiazdy, lecz o ekstynkcji międzygwiazdowej wywołanej obecnością pyłu kosmicznego między gwiazdą a obserwatorem. Podstawowe typy widmowe gwiazd Typ widmowy O B A F Barwa niebieska bladoniebieska niebiesko-biała biała G biało-żółtawa K żółtawopomarańczowa M czerwona Temperatura (K) Główne linie widmowe Typowy przedstawiciel 30 000 – 50 000 dominują linie jednokrotnie zjonizowanego helu, widoczne są linie neutralnego helu i wodoru Alnitak 11 000 – 30 000 silne linie neutralnego helu, wzrasta natężenie linii wodoru i niektórych wielokrotnie zjonizowanych metali Rigel Spika 7 500 – 11 000 dominują linie wodoru z serii Balmera, narasta natężenie linii wapnia, słabe linie innych metali jednokrotnie zjonizowanych Syriusz, Wega 6 000 – 7 500 nadal dominują linie wodoru ale ich natężenie maleje, coraz liczniej występują linie neutralnych metali Kanopulus, Procjon 5 000 – 6 000 linie wodoru są stosunkowo słabe, najliczniej występują linie metali niezjonizowanych, pojawiają się pasma cząsteczkowe Słońce, Kapella 3 500 – 5 000 Liczne i intensywne linie metali obojętnych, zwiększa się liczba linii i pasm cząsteczkowych Arktur, Aldebaran dominują linie neutralnych metali oraz pasma prostych cząsteczek Betelgeuze, Antares 3 500 6. Masy gwiazd • Masy gwiazd wyznacza się najdokładniej, gdy są one składnikami układów podwójnych. • Obserwując ruch gwiazd układu podwójnego względem ich wspólnego środka masy, można, korzystając z III prawa Keplera, określić masy składników tego układu. Orbita 70 Ophiuchi (Wężownika) III Prawo Keplera w postaci ogólnej zastosowane do układu dwóch gwiazd obiegających wspólny środek masy oraz do układu Ziemia-Słońce ma postać: P 2 m1 m2 a3 3 , 2 P0 MSł mZ a Z gdzie m1 i m2 – masy gwiazd, MSł – masa Słońca, mZ – masa Ziemi, P0 – okres obiegu Ziemi wokół Słońca, P – okres obiegu składników układu podwójnego wokół wspólnego środka masy, aZ – odległość Ziemia-Słońce, a – średnia odległość między składnikami układu podwójnego Przyjmując P0 = 1 rok, MSł = 1, aZ = 1 AU oraz pomijając masę Ziemi jako małą w stosunku do Słońca otrzymujemy następujący wzór na sumę mas składników układu podwójnego: a3 m1 m2 2 . P Aby obliczyć masy poszczególnych składników, oprócz znajomości ich sumy musimy jeszcze znać np. stosunek mas m1/m2. Stosunek ten można wyznaczyć gdy znane są orbity obu składników, a nie tylko orbity jednego składnika względem drugiego. W praktyce dokonuje się pomiarów pozycji obu gwiazd, składników układu względem innych gwiazd. W najprostszym przypadku orbit kołowych, leżących w płaszczyźnie prostopadłej do kierunku widzenia, mamy: a1 m2 , przy czym a1 a2 a . a2 m1 6. Masy gwiazd • W wypadku gwiazd pojedynczych stosuje się mniej dokładne metody pośrednie. • Masy większości gwiazd mieszczą się w przedziale 0,1 - 50 masy Słońca. • Ciała o masach mniejszych niż kilka setnych masy Słońca nie mogą być gwiazdami, gdyż w ich wnętrzu nie dojdzie do przemiany wodoru w hel. • Natomiast gwiazdy o masach zbyt dużych są niestabilne i żywot ich jest bardzo krótki. 7. Średnice gwiazd • Ze względu na duże odległości do gwiazd wyznaczanie ich rozmiarów jest zadaniem szczególnie trudnym. Jedynie średnicę Słońca można zmierzyć bezpośrednio z dobrą dokładnością. • Dotychczas uzyskano obrazy tarczy zaledwie kilku gwiazd. • Do bezpośredniego wyznaczenia rozmiaru gwiazdy potrzeba znajomości jej średnicy kątowej i odległości do niej. • Średnice większości gwiazd można wyznaczyć jedynie metodami pośrednimi, wykorzystując np. prawo Stefana=Boltzmanna. 7. Średnice gwiazd Zgodnie z prawem Stefana-Boltzmanna zachodzi następujący związek między ilością energii E wypromieniowanej przez gwiazdę w jednostce czasu (przy założeniu, że gwiazda promieniuje jak ciało doskonale czarne) i temperaturą gwiazdy: E T4 Cała gwiazda, w jednostce czasu następującą energię: L 4 R2 E 4 R2T4 , przy czym moc promieniowania gwiazdy L wyznacza się na podstawie znajomości jej jasności absolutnej. Podobnie dla Słońca mamy LSł 4 RSł2 E 4 RSł2TSł4 . 7. Średnice gwiazd Dzieląc stronami ostatnie dwie równości otrzymamy: R L LSl R Sł 2 4 T T Sł , a stąd możemy wyliczyć promień gwiazdy w jednostkach promienia i mocy promieniowania Słońca: TSł R RSl T TSl R L T 1 2 2 2 L L Sł . 1 2 , 7. Średnice gwiazd Inne metody wyznaczania rozmiarów gwiazd: - metodo interferometryczna, - metoda zakryć gwiazd przez Księżyc, - metoda oparta na analizie zmian jasności gwiazd podwójnych zaćmieniowych. Promienie gwiazd - bardzo zróżnicowane. Największe gwiazdy – ok. 1000 razy większe od Słońca Najmniejsze gwiazdy – gwiazdy neutronowe o średnicach 10 – 20 km. 8. Diagram Hertzprunga-Russella (H-R) W 1911 roku duński astronom Ejnar Hertzprung, a dwa lata póżniej niezależnie amerykański astronom Henry Norris Russell odkryli zależność między typem widmowym gwiazdy (mającym ścisły związek z temperaturą powierzchniową) i jasnością absolutną (związaną z kolei ściśle z mocą promieniowania). Zależność ta jest przedstawiana na wykresie, który nosi nazwę diagramu Hertzprunga-Russella, w skrócie diagramu H-R. Na osi poziomej diagramu H-R odłożony jest typ widmowy i odpowiadająca mu temperatura gwiazdy, a na osi pionowej – jasność absolutna i związana z nią moc promieniowania wyrażona w mocy promieniowania Słońca. Wykorzystując związek między mocą promieniowania L, promieniem R i temperaturą T gwiazdy: L 4 R2T4 , na diagramie H-R linią przerywaną zaznaczono gwiazdy o jednakowych promieniach. 9. Klasy jasności absolutnej Na podstawie dokładnej analizy gwiazd położonych w różnych miejscach diagramu H-R wyodrębniono następujące grupy gwiazd noszące nazwę klasy jasności absolutnej, w skrócie klasy jasności. : I Nadolbrzymy II Jasne olbrzymy III Olbrzymy IV Podolbrzymy V Karły (gwiazdy ciągu głównego) VI Podkarły VII Białe karły Klasa jasności gwiazd, zwana także klasyfikacją widmową Yerkes została stworzona w 1943 roku przez Williama W. Morgana, Phillipa C. Keenana oraz Edith Kellman z obserwatorium Yerkes (stąd również skrót MKK od inicjałów autorów). Położenie gwiazdy na diagramie H-R i jej przynależność do określonej klasy jasności są podstawą dwuparametrowej klasyfikacji widmowej gwiazd, w której obok typu widmowego podaje się cyfrę rzymską odpowiadającą klasie jasności. Np. Słońce – G2V Antares – M1Ib Wega – A0V Syriusz – A1V Inne gwiazdy Przynależność do klasy jasności rozstrzyga się na podstawie szczegółowej analizy widmowej. Wyznaczanie odległości do gwiazd metodą paralaksy spektroskopowej Określenie dokładnego typu widmowego danej gwiazdy stanowi podstawę do wyznaczania jej odległości przy wykorzystaniu diagramu H-R. Jest to metoda paralaks spektroskopowych: - na podstawie znanego typu widmowego i klasy jasności określa się położenie gwiazdy na diagramie H-R, - na podstawie położenia gwiazdy na diagramie H-R wyznacza się jej jasność absolutną, - korzystając z wzoru mamy: log M m 5 5 log 1 M m 1. 5 Wzór ten nie uwzględnia wpływu pochłaniania światła przez materię międzygwiazdową. Wyznaczanie odległości do gwiazd metodą paralaksy spektroskopowej Metoda paralaks spektroskopowych, w odróżnieniu od metody paralaksy trygonometrycznej może być stosowana nawet do bardzo odległych gwiazd, gdy tylko znamy ich widma. Jednak dokładność tej metody jest mała. 10. Gwiazdy ciągu głównego Gwiazdy ciągu głównego są gwiazdami podobnymi do Słońca, o podobnym składzie chemicznym, ale o różnych masach. Dla gwiazd ciągu głównego istnieje bezpośrednia zależność między masą i mocą promieniowania – im gwiazda bardziej masywna, tym większa jej moc promieniowania. Gwiazdy ciągu głównego o masach równych 10 mas Słońca posiadają moc promieniowania ok. 3000 razywiększą niż moc promieniowania Słońca, a gwiazdy o masie O.1 masySłońca mają moc promieniowania równą 0.005 mocy pr. Słońca. Gwiazdy ciągu głównego można podzielić na dwie grupy: - gwiazdy gorące, o masie większej niż masa Słońca – wczesnych typów widmowych - gwiazdy chłodniejsze, o masie mniejszej od masy Słońca – póżnnych typów widmowych. Dla obu grup źródłem energii są reakcje termojądrowe syntezy helu z wodoru: - w gwiazdach gorących, o masach większych od masy Słońca panują warunki w których przemiana wodoru w hel następuje głównie w cyklu węglowo-azotowym (CNO), który jest bardziej wydajny od cyklu (p-p) – gwiazda szybciej zużywa wodór, a tym samym czas życia gwiazdy masywnej jest znacznie krótszy od gwiazdy mniej masywnej, chłodniejszej, - w gwiazdach chłodniejszych, o masach mniejszych od masy Słońca dominyje cykl reakcji (p-p) Budowa wewnętrzna gwiazd ciągu głównego również zależy od masy gwiazdy: - W gwiazdach bardziej masywnych od Słońca produkcja energii w jądrze jest na tyle duża, że promieniowanie nie jest w stanie przenieść do warstw wyższych i musi być wspomagane przez konwekcję w centralnych warstwach gwiazdy. Na przykład, w gwieździe o masie 10 mas Słońca, wewnętrzna strefa konwekcji obejmuje ok. ¼ promienia gwiazdy, potem są kolejno warstwa promienista i zewnętrzna konwektywna. - Gwiazdy chłodniejsze, o masach mniejszych od Słońca są zbudowane podobnie do Słońca. Wokół ich jąder nie ma warstwy konwektywnej, a cała energia transportowana jest przez promieniowanie. 11. Olbrzymy • Zajmują miejsce w prawej, górnej części diagramu H-R, są więc jednocześnie jasne i chłodne. • Z prawa Stefana-Boltzmanna wynika, że obiekt o niskiej temperaturze emituje przez jednostkową powierzchnię w jednostce czasu mniej energii niż obiekt gorący, zatem, tego typu gwiazdy muszą mieć ogromne rozmiary skoro są tak jasne. Dlatego nazywane są olbrzymami. • Ich rozmiary 10-100 razy przewyższają rozmiary Słońca. • Większość olbrzymów ma moc promieniowania 100–1000 razy większą niż moc promieniowania Słońca. • Temperatury powierzchniowe olbrzymów zawierają się w zakresie 3000K-6000K. • Chłodniejsze gwiazdy tego typu o temperaturze powierzchniowej 3000K-4000K ze względu na swoją czerwonawą barwę nazywane są czerwonymi olbrzymami. Aldebaran i Arktur są typowymi olbrzymami. 11. Olbrzymy • Pewna, stosunkowo nieduża liczba gwiazd ma jasność i rozmiary wyraźnie większe od typowych czerwonych olbrzymów. Ich promienie są rzędu 1000 promieni Słońca. Nazywa się je nadolbrzymami. Typowymi przedstawicielami nadolbrzymów są Betelgeuse i Antares. • Budowa wewnętrzna olbrzymów znacznie różni się od budowy wewnętrznej gwiazd ciągu głównego: - w centrum olbrzymów znajduje się helowe, izotermiczne jądro o promieniu 1/1000 promienia całej gwiazdy, w którym nie zachodzą żadne reakcje termojądrowe gdyż panująca tam temperatura rzędu 4x107K jest zbyt niska by zachodziły reakcje syntezy węgla, - w jądrze skupiona jest ¼ masy całej gwiazdy, a gęstość materii w w środku jądra może osiągnąć 350 kg/cm3, 11. Olbrzymy • Budowa wewnętrzna olbrzymów cd.: - jądro otacza warstwa o grubości 1/1000 promienia całej gwiazdy, w której zachodzą reakcje syntezy helu z wodoru, - ponad tą warstwą znajduje się rozległa otoczka, w której znajduje się wodór, ale temperatura i ciśnienie są zbyt niskie by zachodziły tam reakcje termojądrowe, - średnia gęstość olbrzymów jest bardzo mała: na przykład, dla Arktura (olbrzym) wynosi 0.0004 średniej gęstości Słońca, a dla Antaresa (nadolbrzyma) 0.000 001 średniej gęstości Slońca. 12. Białe karły • Te gwiazdy zajmują lewą, dolną część diagramu H_R, a więc charakteryzują się wysoką temperaturą i jednocześnie małą mocą promieniowania. • Zatem muszą mieć małe rozmiary – dlatego nazwano je białymi karłami. • Ich promienie są rzędu 10-2 promienia Słońca, a więc pod względem rozmiarów są zbliżone do rozmiarów Ziemi. • Masy białych karłów zawierają się w przedziale 0.4 – 1.4 masy Słońca, a zatem ich średnia gęstość jest rzędu 106kg/cm3. • Zbudowane są z gazu zdegenerowanego, czyli specyficznego stanu materii składającej się z jąder atomów i elektronów znajdujących się tak blisko siebie, że niemożliwe jest istnienie normalnych powłok elektronowych. w gazie zdegenerowanym odległości pomiędzy jądrami są rzędu 10-12m, podczas gdy w ciałach stałych i cieczach wynoszą ok. 10-10. 12. Białe karły • We wnętrzach białych karłów nie zachodzą żadne reakcje termojądrowe, jedynie szczątkowe reakcje zachodzą w cienkiej warstwie powierzchniowej. Źródłem ich promieniowania (stosunkowo niewielkiego) jest promieniowanie powstałe kosztem nagromadzonego ciepła. • Białe karły powoli stygną, a czs ich stygnięcia ocenia się na kilkaset milionów lat. • Masy białych karłów nie mogą przekroczyć 1.44 masy Słońca, granicznej masy, która nazywa się granicą Chandrasekhara. • Gwiazda o masie większej od 1.44 masy Słońca by stać się białym karłem musi odrzucić nadmiar swej masy. 13. Gwiazdy zmienne • W wypadku wielu gwiazd obserwuje się wyraźne fluktuacje jasności. Takie gwiazdy nazywamy zmiennymi. • Mogą charakteryzować się: - regularnie powtarzającymi się zmianami o ustalonej amplitudzie, - zmianami powtarzalnymi, ale nieregularnymi, - a także gwałtownymi pojaśnieniami związanymi z wybuchami. 13. Gwiazdy zmienne • Ze względu na przyczyny powodujące fluktuacje jasności gwiazd, dzieli się je na kilka typów: - jeżeli zmiana jasności następuje wskutek wzajemnych zaćmień zachodzących w układzie podwójnym gwiazd, to jest to gwiazda zmienna zaćmieniowa - jeśli natomiast przyczyną zmian jasności gwiazdy są zachodzące w niej procesy fizyczne, to taką gwiazdę nazywamy zmienną fizycznie. • Z kolei, ze względu na charakter zachodzących zjawisk, których skutkiem są owe zmiany jasności, wyróżnia się kilka typów gwiazd zmiennych fizycznie. Gwiazdy zmienne zaćmieniowe • Zmiana jasności gwiazdy może wynikać z przyczyn czysto geometrycznych. Ma to miejsce wtedy, gdy w układzie dwóch gwiazd obiegających wspólny środek masy występują wzajemne zaćmienia powodujące fluktuacje ich łącznej mocy promieniowania. • Ze względu na to, że takie gwiazdy znajdują się blisko siebie, widzimy je jako jeden obiekt zmieniający swoją jasność. Są to gwiazdy zaćmieniowe. • Okres zmienności w tym wypadku jest ściśle związany z okresem obiegu gwiazd względem środka masy i wynosi od kilkudziesięciu minut do kilkudziesięciu lat. Gwiazdy zmienne fizycznie – w wykładzie: Ewolucja Gwiazd
