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  T4
Cała gwiazda, w jednostce czasu następującą energię:
L  4 R2 E  4 R2T4 ,
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 R2T4 ,
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
Download
Random flashcards
ALICJA

4 Cards oauth2_google_3d22cb2e-d639-45de-a1f9-1584cfd7eea2

bvbzbx

2 Cards oauth2_google_e1804830-50f6-410f-8885-745c7a100970

Motywacja w zzl

3 Cards ypy

66+6+6+

2 Cards basiek49

Pomiary elektr

2 Cards m.duchnowski

Create flashcards