Zvaigznes ir tik tālu, ka pat lielākajā teleskopā tās parādās kā vienkārši punktiņi. Kā uzzināt zvaigznes izmēru?

Mēness nāk palīgā astronomiem. Tas lēnām pārvietojas uz zvaigžņu fona, pa vienam bloķējot no tām nākošo gaismu. Lai arī zvaigznes leņķiskais izmērs ir ārkārtīgi mazs, Mēness to neaizsedz uzreiz, bet gan vairāku sekundes simtdaļu vai tūkstošdaļu laikā. Zvaigznes leņķisko izmēru nosaka zvaigznes spilgtuma samazināšanas procesa ilgums, kad to pārklāj Mēness. Un, zinot attālumu līdz zvaigznei, no leņķiskā izmēra ir viegli iegūt tās patieso izmēru.

Taču tikai neliela daļa zvaigžņu debesīs atrodas tik labi, ka tās var nosegt Mēness. Tāpēc parasti tiek izmantotas citas zvaigžņu izmēru noteikšanas metodes. Spožu un ne pārāk tālu gaismekļu leņķisko diametru var tieši izmērīt ar īpašu ierīci - optisko interferometru. Bet vairumā gadījumu zvaigznes rādiuss (R) tiek noteikts teorētiski, pamatojoties uz tās kopējā spilgtuma (L) un temperatūras (T) aplēsēm:

R 2 = L / (4πσT 4)

Zvaigžņu izmēri ir ļoti dažādi. Ir supergigantas zvaigznes, kuru rādiuss ir tūkstošiem reižu lielāks nekā Saules rādiuss. No otras puses, ir zināmas pundurzvaigznes, kuru rādiuss ir desmitiem reižu mazāks nekā Saules rādiuss.

Vissvarīgākā zvaigznes īpašība ir tās masa. Jo vairāk matērijas savācās zvaigznē, jo augstāks spiediens un temperatūra tās centrā, un tas nosaka gandrīz visas pārējās zvaigznes īpašības, kā arī tās dzīves ceļa iezīmes.

Tiešas masas aplēses var veikt, tikai pamatojoties uz universālās gravitācijas likumu. Zvaigžņu masa mainās daudz mazākās robežās: no aptuveni 10 28 līdz 10 32 kilogramiem. Pastāv saistība starp zvaigznes masu un tās spožumu: jo lielāka zvaigznes masa, jo lielāks tās spožums. Spilgtums ir proporcionāls aptuveni ceturtajai zvaigznes masas pakāpei:

Zvaigžņu blīvums ir ļoti atšķirīgs. Piemēram, sarkanā milža Betelgeuse blīvums ir pusotru tūkstoti reižu mazāks par telpas gaisa blīvumu (tas nozīmē vidējo blīvumu; zvaigznes centrā blīvums ir daudz lielāks nekā uz virsmas). Starp citu, šīs zvaigznes diametrs ir 300 reižu lielāks par Saules diametru, tilpums ir attiecīgi 27 miljonus reižu lielāks, un masa ir tikai 15 reizes lielāka nekā Saulei. Un baltā pundura Sīriusa blīvums ir 30 000 reižu lielāks par ūdens blīvumu, tas ir, 1500 reižu lielāks par zelta blīvumu. 1 litrs šīs vielas sver 30 tonnas.

1. Zvaigžņu daudzveidība. Hārvardas zvaigžņu spektru klasifikācija.

Galvenā zvaigžņu izpētes metode ir to spektru izpēte. Teleskopā uzstādīta īpaša ierīce izmanto difrakcijas režģi, lai sakārtotu zvaigžņu gaismu pēc viļņa garuma varavīksnes spektra joslā. Astronomi iegūst daudz informācijas par zvaigznēm, atšifrējot to spektrus. Zvaigznes spektrs ļauj noteikt, kāda enerģija nāk no zvaigznes dažādos viļņu garumos, un novērtēt tās temperatūru precīzāk nekā pēc krāsas. Daudzas tumšas līnijas, kas šķērso spektrālo joslu, ir saistītas ar dažādu elementu atomu gaismas absorbciju zvaigžņu atmosfērā. Tā kā katram ķīmiskajam elementam ir savs līniju kopums, spektrs ļauj noteikt, no kādām vielām zvaigzne sastāv. Zvaigžņu spektrus var iedalīt vairākās galvenajās klasēs.

Vēl 19. gadsimta 70. gados viens no astrofizikas pionieriem, Vatikāna observatorijas direktors A. Secchi ierosināja pirmo zvaigžņu spektru klasifikāciju. Vēlāk tas tika paplašināts un precizēts.

1924. gadā Hārvardas observatorija pabeidza Dž.Drepera kataloga izdošanu, kas satur vairāk nekā 225 tūkstošus zvaigžņu klasifikāciju. Mūsdienu klasifikācija ir šīs klasifikācijas pilnveidota un paplašināta versija, kas vispārpieņemta mūsdienu astronomijā.

Saskaņā ar Hārvardas klasifikāciju tika izdalītas septiņas spektrālās klases, kas apzīmētas ar latīņu burtiem O, B, A, F, G, K, M. Pārvietojoties pa rindu no kreisās puses uz labo, zvaigznes krāsa mainās: O - zils, A - balts, G - dzeltens, M - sarkans . Tajā pašā virzienā attiecīgi samazinās zvaigžņu temperatūra.

P
Vēlāk Hārvardas spektrālajai klasifikācijai tika pievienotas divas filiāles un vēl viena galvenā W klase. Rezultātā zvaigžņu spektru klasifikācija tagad izskatās šādi:

Turklāt katra galvenā klase ir sadalīta vēl desmit apakšklasēs, piemēram, O1, O2, O3 un tā tālāk. Mūsu Saule pieder G2 klasei.

Z Visur būtībā ir aptuveni vienāds ķīmiskais sastāvs: galvenie komponenti ir ūdeņradis un hēlijs ar nelieliem citu vielu piemaisījumiem. Tāpēc spektru daudzveidība ir izskaidrojama ar zvaigžņu atšķirīgo temperatūru.

Karstākās zvaigznes ir W klases zvaigznes. To virsmas temperatūra sasniedz 100 000 K. To krāsa ir zila. Zilās zvaigznes ir arī O klase. To temperatūra ir no 50 000 K un zemāka. Zilgani balto B klases zvaigžņu temperatūra ir 12 000 – 25 000 K; A klases baltās zvaigznes - 11000 K. F un G klases dzeltenajām zvaigznēm un K klases dzeltenīgi oranžajām zvaigznēm temperatūra ir aptuveni 4500 K. Un visbeidzot, aukstākās zvaigznes ir M klases sarkanās zvaigznes ar temperatūru zem 3600 K.

1905. gadā holandiešu astronoms E. Hercprungs mēģināja salīdzināt zvaigžņu absolūtos lielumus un to spektrālās klases. 1913. gadā viņa darbu pabeidza amerikānis G. Rasels. Rezultāts bija slavenā diagramma, kas nosaukta zinātnieku vārdā.

Kā redzams diagrammā, zvaigznes spektrālā klase un tās spožums ir kaut kādās attiecībās: punkti, kas atbilst dažādām zvaigznēm, ir sagrupēti vairākās kopās. Šīs kopas sauc par sekvencēm.

Lielākā daļa zvaigžņu pieder galvenajai secībai. Jo karstāka ir galvenās secības zvaigzne, jo lielāks ir tās spilgtums. Papildus galvenajai secībai izšķir arī baltos pundurus, milžus un supergigantus.

Diagramma parāda, ka noteikta spektra tipa zvaigznēm nevar būt patvaļīgs spilgtums, un otrādi, noteikta spilgtuma zvaigznēm nevar būt patvaļīga temperatūra.

Zvaigžņu spektri ir viņu pases ar visu zvaigžņu pazīmju aprakstu. Zvaigznes sastāv no tiem pašiem ķīmiskajiem elementiem, kas ir zināmi uz Zemes, bet procentuāli tajās dominē vieglie elementi: ūdeņradis un hēlijs.

Zvaigžņu spektri ir viņu pases ar visu zvaigžņu pazīmju aprakstu.

No zvaigznes spektra var uzzināt tās spožumu, attālumu līdz zvaigznei, temperatūru, izmēru, atmosfēras ķīmisko sastāvu, griešanās ātrumu ap asi, kustības pazīmes ap kopējo smaguma centru.

Uz teleskopa uzstādīts spektrālais aparāts atdala zvaigžņu gaismu pēc viļņa garuma spektra joslā. No spektra jūs varat uzzināt, kāda enerģija nāk no zvaigznes dažādos viļņu garumos, un ļoti precīzi novērtēt tās temperatūru. Zvaigžņu krāsa un spektrs ir saistīti ar to temperatūru. Vēsajās zvaigznēs ar fotosfēras temperatūru 3000 K dominē starojums spektra sarkanajā apgabalā. Šādu zvaigžņu spektros ir daudz metālu un molekulu līniju. Karsti zilajās zvaigznēs, kuru temperatūra pārsniedz 10 000–15 000 K, lielākā daļa atomu ir jonizēti. Pilnībā jonizēti atomi nerada spektrālās līnijas, tāpēc šādu zvaigžņu spektros ir maz līniju.

Balstīts uz daudzām zvaigžņu spektru fotogrāfijām, kas iegūtas ASV Hārvardas observatorijā 20. gadsimta sākumā. Tika izstrādāta detalizēta zvaigžņu spektru klasifikācija, kas veidoja mūsdienu spektrālās klasifikācijas pamatu.

IN Hārvardas klasifikācija spektrālos veidus (klases) apzīmē ar latīņu alfabēta burtiem: O, B, A, F, G, K un M. Tā kā šīs klasifikācijas izstrādes laikā nebija savienojuma starp spektra veidu un temperatūru. vēl zināms, pēc atbilstošās atkarības konstatēšanas bija jāmaina spektrālo klašu secība, kas sākotnēji sakrita ar burtu alfabētisko izkārtojumu.

Pamata (Hārvardas) zvaigžņu spektrālā klasifikācija

Klases ietvaros zvaigznes tiek iedalītas apakšklasēs no 0 (karstākā) līdz 9 (aukstākā). O klasē apakšklases sākas ar O5. Spektra tipu secība atspoguļo nepārtrauktu zvaigžņu temperatūras kritumu, tām pārejot uz arvien vēlākiem spektrālajiem tipiem.

Lielākā daļa zvaigžņu pieder secībai no O līdz M. Šī secība ir nepārtraukta: zvaigžņu raksturlielumi mainās vienmērīgi, pārejot no vienas klases uz citu.

Diapazons. Klase	Krāsa	Temp., K	Spektra funkcijas	Tipiskas zvaigznes
PAR	Zils	40000	Intensīvas jonizēta hēlija līnijas, nav metālu līniju	Mintaka
IN	Zilgani balts	20000	Neitrālas hēlija līnijas. Vājas jonizēta kalcija H un K līnijas	Spica
A	Balts	10000	Ūdeņraža līnijas sasniedz savu augstāko intensitāti. Redzamās jonizētā kalcija līnijas H un K, metālu vājās līnijas	Siriuss, Vega
F	Dzeltenīgi	7000	Jonizētie metāli. Ūdeņraža līnijas vājina	Procyon, Canopus
G	Dzeltens	6000	Neitrāli metāli, intensīvas jonizēta kalcija H un K līnijas	Saule, Kapella
UZ	apelsīns	4500	Ūdeņraža līniju gandrīz nav. Ir redzamas vājas titāna oksīda joslas. Daudzas metāla līnijas	Arktūrs, Aldebarans
M	sarkans	3000	Spēcīgas titāna oksīda un citu molekulāro savienojumu joslas	Antares, Betelgeuse

Zvaigžņu spektru raksturīga iezīme ir arī milzīgs skaits absorbcijas līniju, kas pieder dažādiem elementiem. Precīza šo līniju analīze sniedza īpaši vērtīgu informāciju par zvaigžņu ārējo slāņu raksturu. Zvaigžņu ārējo slāņu ķīmiskajam sastāvam, no kurienes tieši pie mums nonāk to starojums, raksturīgs pilnīgs ūdeņraža pārsvars. Hēlijs ir otrajā vietā, un pārējo elementu skaits ir diezgan mazs. Apmēram uz katriem desmit tūkstošiem ūdeņraža atomu ir tūkstotis hēlija atomu, apmēram 10 skābekļa atomu, nedaudz mazāk oglekļa un slāpekļa un tikai viens dzelzs atoms. Citu elementu piemaisījumi ir pilnīgi niecīgi. Bez pārspīlējuma varam teikt, ka zvaigznes sastāv no ūdeņraža un hēlija ar nelielu smagāku elementu piejaukumu.

Labs zvaigznes ārējo slāņu temperatūras rādītājs ir tās krāsa. O un B spektrālā tipa karstās zvaigznes ir zilas; zvaigznes, kas līdzīgas mūsu Saulei (kuras spektrālā klase ir G2), parādās dzeltenas, bet zvaigznes no spektrālās klases K un M ir sarkanas. Astrofizikā ir rūpīgi izstrādāta un pilnīgi objektīva krāsu sistēma. Tas ir balstīts uz novēroto lielumu salīdzinājumu, kas iegūts, izmantojot dažādus stingri standartizētus gaismas filtrus. Kvantitatīvi zvaigžņu krāsu raksturo atšķirība starp divām vērtībām, kas iegūtas caur diviem filtriem, no kuriem viens pārraida pārsvarā zilos starus (“B”), bet otram ir cilvēka acij līdzīga spektrālās jutības līkne ( “V”). Zvaigžņu krāsas mērīšanas tehnoloģija ir tik attīstīta, ka no izmērītās B-V vērtības ir iespējams noteikt zvaigznes spektrālo klasi ar apakšklases precizitāti. Vājām zvaigznēm krāsu analīze ir vienīgais veids, kā tās spektrāli klasificēt.

Hārvardas spektrālā klasifikācija balstās uz noteiktu spektra līniju esamību vai neesamību, kā arī relatīvo intensitāti. Papildus tabulā norādītajām galvenajām spektrālajām klasēm relatīvi aukstām zvaigznēm ir arī N un R klases (oglekļa molekulu C2, cianogēna CN un oglekļa monoksīda CO absorbcijas joslas), S klase (titāna oksīdu TiO un cirkonija ZrO joslas). ), kā arī aukstākajām zvaigznēm - L klase (hroma hidrīda CrH josla, rubīdija, cēzija, kālija un nātrija līnijas). Zemzvaigžņu tipa objektiem - “brūnajiem punduriem”, kuru masa ir starp zvaigznēm un planētām, nesen tika ieviesta īpaša spektrālā klase T (ūdens, metāna un molekulārā ūdeņraža absorbcijas joslas).

Spektra klases O, B, A bieži sauc par karstajām vai agrīnajām, F un G klases ir saules, bet klases K un M ir aukstās vai vēlās spektrālās klases.

Tā kā viena Hārvardas spektrālā klase var atbilst zvaigznēm ar vienādu fotosfēras temperatūru, bet dažādām spilgtuma klasēm (tas ir, spožumu, kas atšķiras pēc lieluma kārtām), tad, ņemot vērā spilgtumu, Yerke spektrālā klasifikācija(saukta arī par MKK – pēc tā autoru V. Morgana, F. Kīnana un E. Kelmana iniciāļiem).

Saskaņā ar šo klasifikāciju zvaigznei tiek piešķirta Hārvardas spektrālā klase un spilgtuma klase.

Izšķir šādas spilgtuma klases:

Klase	Vārds	Abs. zvaigžņu vērtības M V
0	Hipergianti
Ia+	Spilgtākie supergianti	−10
Ia	Spilgti supergianti	−7,5
Ib	Normāli supergianti	−4,7
II	Spilgti milži	−2,2
III	Normāli milži	+1,2
IV	Subgiants	+2,7
V	Galvenās kārtas punduri	+4
VI	Subrūķi	+5-6
VII	Baltie punduri	+13-15

Tādējādi, ja Hārvardas klasifikācija nosaka Hercprunga-Rasela diagrammas abscisu, tad Jerkesa klasifikācija nosaka zvaigznes pozīciju šajā diagrammā. Papildu Yerke klasifikācijas priekšrocība ir iespēja novērtēt tās spožumu pēc zvaigznes spektra veida un attiecīgi pēc šķietamā lieluma - attāluma (spektrālās paralakses metode).

Saulei, kas ir dzeltenais punduris, ir Yerke spektrālā klase G2V.

Zvaigznes ar vienādām (vai līdzīgām) spilgtuma klasēm Hertzprung-Russell diagrammā veido sekvences (zarus), piemēram, sarkano milžu vai balto punduru zaru.

Hercprunga-Rasela diagramma
(dažādos skatos)

Diagrammu neatkarīgi ierosināja astronomi Einārs Hercprungs un Henrijs Rasels ap 1910. gadu.

Izmantojot diagrammu, astronomi var izsekot zvaigžņu dzīves ciklam, sākot no jaunām karstām protozvaigznēm, līdz galvenajām attīstības fāzēm līdz mirstoša sarkanā milža fāzei. Diagramma parāda arī zvaigžņu temperatūras un krāsas atkarību no dažādiem to dzīves cikla posmiem.

Hertzsprung-Russell diagrammā var redzēt diagonālu līniju, kas ved no augšējā kreisā stūra uz leju uz labo pusi. To sauc par galveno secību, un lielākā daļa zvaigžņu iziet cauri šiem attīstības posmiem. Kopumā, pazeminoties zvaigznes temperatūrai, samazinās arī zvaigznes spožums. Diagrammā var redzēt arī filiāli, kas ir virs 100 vienībām. spožums Tie ir sarkanie milži, kas atrodas sava dzīves cikla beigās. Tie var būt gan spilgti, gan salīdzinoši vēsi, jo tie ir tik lieli. Parasti šis posms ilgst vairākus miljonus gadu.

Slīpas punktētās līnijas apakšējā diagrammā norāda zvaigžņu izmērus saules rādiusos.

Zvaigznes pieder pie karstākajiem Visuma objektiem. Tā bija mūsu Saules augstā temperatūra, kas to padarīja iespējamu uz Zemes. Bet iemesls tik spēcīgai zvaigžņu karsēšanai cilvēkiem ilgu laiku palika nezināms.

Zvaigznes augstās temperatūras noslēpums slēpjas tajā. Tas attiecas ne tikai uz zvaigznes sastāvu – burtiski viss zvaigznes mirdzums nāk no iekšpuses. - šī ir zvaigznes karstā sirds, kurā notiek kodolsintēzes reakcija, visspēcīgākā no kodolreakcijām. Šis process ir enerģijas avots visai zvaigznei - siltums no centra paceļas uz āru un pēc tam kosmosā.

Tāpēc zvaigznes temperatūra ļoti atšķiras atkarībā no tā, kur tā tiek mērīta. Piemēram, temperatūra mūsu kodola centrā sasniedz 15 miljonus grādu pēc Celsija – un jau uz virsmas, fotosfērā, siltums nokrītas līdz 5 tūkstošiem grādu.

Kāpēc zvaigznes temperatūra ir tik atšķirīga?

Ūdeņraža atomu primārā savienība ir pirmais kodolsintēzes procesa solis

Patiešām, atšķirības zvaigznes kodola un tās virsmas apsildē ir pārsteidzošas. Ja visa Saules kodola enerģija būtu vienmērīgi sadalīta pa visu zvaigzni, mūsu zvaigznes virsmas temperatūra būtu vairāki miljoni grādu pēc Celsija! Ne mazāk pārsteidzošas ir temperatūras atšķirības starp dažādu spektrālo klašu zvaigznēm.

Lieta tāda, ka zvaigznes temperatūru nosaka divi galvenie faktori: serdes līmenis un izstarojošās virsmas laukums. Apskatīsim tos tuvāk.

Enerģijas emisija no kodola

Lai gan kodols uzsilst līdz 15 miljoniem grādu, ne visa šī enerģija tiek pārnesta uz blakus esošajiem slāņiem. Izdalās tikai kodoltermiskās reakcijas radītais siltums. Enerģija, neskatoties uz savu spēku, paliek kodolā. Attiecīgi zvaigznes augšējo slāņu temperatūru nosaka tikai kodolā notiekošo kodolreakciju stiprums.

Atšķirības šeit var būt kvalitatīvas un kvantitatīvas. Ja kodols ir pietiekami liels, tajā “sadedzina” vairāk ūdeņraža. Tā enerģiju saņem jaunas un nobriedušas Saules izmēra zvaigznes, kā arī zilie milži un supergiganti. Masīvas zvaigznes, piemēram, sarkanie milži, savā kodolkrāsnī sadedzina ne tikai ūdeņradi, bet arī hēliju vai pat oglekli un skābekli.

Kodolsintēzes procesi ar smago elementu kodoliem nodrošina daudz vairāk enerģijas. Kodolsintēzes reakcijā enerģiju iegūst no savienojošo atomu liekās masas. Laikā, kas notiek Saules iekšpusē, 6 ūdeņraža kodoli ar atommasu 1 apvienojas vienā hēlija kodolā ar masu 4 - rupji runājot, 2 papildu ūdeņraža kodoli tiek pārvērsti enerģijā. Un, kad ogleklis “sadedzina”, saduras kodoli, kuru masa jau ir 12 - attiecīgi enerģijas izlaide ir daudz lielāka.

Izstarojošās virsmas laukums

Tomēr zvaigznes ne tikai ģenerē enerģiju, bet arī izšķiež to. Līdz ar to, jo vairāk enerģijas zvaigzne izdala, jo zemāka ir tās temperatūra. Un atbrīvotās enerģijas daudzums galvenokārt nosaka izstarotās virsmas laukumu.

Par šī noteikuma patiesumu var pārliecināties pat ikdienā – veļa ātrāk izžūst, ja to pakar platāk uz auklas. Un zvaigznes virsma paplašina tās kodolu. Jo blīvāks tas ir, jo augstāka ir tā temperatūra - un, sasniedzot noteiktu līmeni, ūdeņradis ārpus zvaigžņu kodola tiek aizdedzināts no kvēlspuldzes.

GAISMĪBA

Zvaigznes kopējo emisijas jaudu visā elektromagnētiskā spektra diapazonā sauc par patieso vai bolometrisko "spīdumu". Piemēram, Saules spožums ir 3,86±1026 W. Jo lielāka ir normālas zvaigznes masa, jo lielāks tās spožums; tas palielinās apmēram kā masas kubs. Šī masas un spilgtuma attiecība vispirms tika konstatēta novērojumos un vēlāk saņēma teorētisku pamatojumu.

Enerģijas plūsmu, kas nāk no zvaigznes uz Zemi, sauc par "šķietamo spilgtumu"; tas ir atkarīgs ne tikai no zvaigznes patiesā spilgtuma, bet arī no attāluma no Zemes. Zema spožuma zvaigzne, kas atrodas tuvu Zemei, var būt spožāka nekā zvaigzne ar augstu spilgtumu lielākā attālumā.

zvaigžņu atmosfēras spektra temperatūra

ZVAIGŽŅU TEMPERATŪRA

Viena no svarīgākajām īpašībām, kas nosaka debess ķermeņu fizisko stāvokli, ir to temperatūra. Tāpat kā citus parametrus, gaismekļu temperatūru nosaka to starojums, izmantojot noteiktus teorētiskus pieņēmumus. Jo īpaši tiek pieņemts, ka gaismas avots atrodas termodinamiskā līdzsvara stāvoklī.

Tā kā pēdējā ne vienmēr notiek zvaigžņu atmosfērā, zvaigžņu temperatūras noteikšana ar dažādām metodēm var būtiski atšķirties viena no otras. Zvaigznes efektīvā temperatūra ir melna ķermeņa temperatūra, kuras izmēri ir vienādi ar zvaigznes izmēriem un kura kopējais starojums ir vienāds ar zvaigznes kopējo starojumu.

Zvaigznes efektīvo temperatūru nosaka pēc Stefana-Bolcmaņa likuma E = oT4. Lai noteiktu zvaigznes temperatūru, izmantojot šo vienādojumu, ir jāaprēķina kopējais zvaigznes izstarotās enerģijas daudzums laika vienībā, jānoskaidro attālums līdz zvaigznei un tās rādiuss, un, pamatojoties uz šiem datiem, jānosaka E vērtība. un tad temperatūra.

Pamatojoties uz kopējo zvaigžņu ārējo slāņu starojumu, pieņemot, ka zvaigznes izstaro kā pilnīgi melnus ķermeņus, tiek noteikta zvaigžņu virsmas temperatūra. Šī temperatūra svārstās no 30 000 līdz 3000° atsevišķām zvaigznēm galaktikās. Zvaigžņu iekšpuses temperatūra ir miljoniem grādu. Zvaigznēm, kuru virsmas temperatūra ir 30 000 °, iekšējā temperatūra acīmredzot būs aptuveni 100 000 000 °. Zvaigznēm, kuru virsmas temperatūra ir 3000°, zvaigžņu iekšpuses temperatūra tiek lēsta 10 000 000°.

Saules virsmas temperatūra ir 6000° un iekšējā temperatūra 13 000 000°. Krāsu un spilgtuma temperatūra. Zvaigznes spektrofotometriskā jeb krāsu temperatūra ir absolūti melna ķermeņa temperatūra, kurai ir vistuvākais radiācijas intensitātes relatīvais sadalījums novērotajam attiecīgajā spektra daļā. Zvaigznes temperatūra, kas noteikta dažādām tās spektra daļām, var būt atšķirīga.

Ja ir zināms zvaigznes starojuma intensitātes relatīvais sadalījums visā redzamajā diapazonā, tad zvaigznes krāsas temperatūru var noteikt, izmantojot Vīna likumu: Zvaigznes temperatūru saskaņā ar Vīna likumu nosaka šādi. Tiek konstruēta zvaigznes enerģijas sadalījuma līkne, un teorētiskā līkne ar tuvāko maksimumu, kas iegūta no melnā ķermeņa starojuma teorijas, tiek saskaņota ar šo līkni. Maksimuma pozīciju izmanto, lai noteiktu zvaigznes krāsas temperatūru.

Ja zvaigznes temperatūru nosaka salīdzinājumā ar Planka formulu visā spektrālajā intervālā, tad šo temperatūru sauc par spilgtuma temperatūru. Iepriekš minētās metodes zvaigžņu temperatūras noteikšanai ir aptuvenas. Iemesli tam ir absorbcija enerģijas skaldīšanas spektrā, pirmkārt, tumšās zvaigznes izkropļo nepārtrauktā spektra attēlu, un, otrkārt, zvaigžņu starojuma raksturs atšķiras no pilnīgi melna ķermeņa starojuma.

Zvaigžņu krāsu indekss. Zvaigžņu temperatūra nosaka to krāsu. Zvaigznēm ar visaugstāko temperatūru (apmēram 30 000° uz virsmas) ir zilgani balta krāsa. Zvaigznes, kuru virsmas temperatūra ir aptuveni 3000°, ir sarkanā krāsā.

Saulei ar temperatūru 6000° uz virsmas ir dzeltena krāsa. Zvaigznes ar vidējo virsmas temperatūru ir baltas, dzeltenīgi baltas un dzeltenīgi sarkanas. Tādējādi zvaigznes dažādās temperatūrās mums šķiet dažādās krāsās. To ir viegli pārbaudīt, uzmanīgi aplūkojot zvaigžņotās debesis.

Šajā gadījumā dažas zvaigznes mums parādīsies zilgani baltas (Sirius, Vega), citas zvaigznes dzeltenas (Capella, Spica) un, visbeidzot, dažas zvaigznes sarkanas (Antares, Aldebaran). Par zvaigznes krāsas mēru tiek ņemts sekojošais: ar zilu filtru fotografētas zvaigznes spilgtumu nosaka, bet caur dzelteno filtru – tās spilgtumu.

Atšķirību starp šīm vērtībām sauc par zvaigžņu krāsas indeksu, un to ņem kā zvaigznes krāsas mēru. Var sniegt vēl vienu zvaigznes krāsas definīciju: krāsu indekss ir atšķirība starp zvaigznes fotogrāfisko lielumu un tās vizuāli novēroto lielumu. Pēdējā definīcija ir balstīta uz faktu, ka fotoplate ir visjutīgākā pret zilajiem stariem, bet acs - pret sarkano.

Balto Sīriusa tipa zvaigžņu fotogrāfiskais un vizuālais lielums ir vienāds. Zilas zvaigznes fotogrāfiski būs spilgtākas nekā vizuāli. Tāpēc atšķirība starp šādu zvaigžņu fotogrāfisko un vizuālo lielumu būs negatīva. Dzeltenās un sarkanās zvaigznes fotogrāfiski būs mazāk spilgtas nekā vizuāli. Tāpēc atšķirība starp šādu zvaigžņu fotogrāfisko un vizuālo lielumu būs pozitīva.

Zvaigznes temperatūras un izmēra noteikšana pēc krāsu indeksa. Zvaigznes krāsu var raksturot, no vienas puses, ar tās krāsu indeksu, no otras puses, ar maksimālā starojuma viļņa garumu un saskaņā ar Vīna likumu noteikt zvaigznes temperatūru. Tāpēc ir iespējams norādīt zvaigznes krāsu indeksa atkarību no temperatūras. Šo attiecību var izteikt ar formulu vai dot grafiski. Tādējādi zvaigznes krāsu indekss ļauj noteikt tās temperatūru.

Pieņemsim, ka papildus zvaigznes temperatūrai (ko nosaka tās krāsu indekss) ir zināms attālums D līdz zvaigznei (ko nosaka gada paralakse). Tad, zinot zvaigznes šķietamo lielumu m un attālumu līdz tai, mēs nosakām tās absolūto lielumu M.

Zinot absolūto vērtību, mēs nosakām tās spožumu L, kas ir zvaigznes izstarotās enerģijas mērs. Bet zvaigznes starojumu nosaka tās temperatūra un izmērs. Līdz ar to, zinot spilgtumu L un temperatūru, varam aprēķināt zvaigznes lineāro rādiusu, kas izteikts saules rādiusos. Tādējādi, zinot krāsu indeksu un attālumu līdz zvaigznei, jūs varat noteikt zvaigznes izmēru.

Skaidrā naktī, ja paskatās uzmanīgi, debesīs var redzēt neskaitāmas krāsainas zvaigznes. Vai esat kādreiz domājuši, kas nosaka to mirgošanas nokrāsu un kādas ir debesu ķermeņu krāsas?

Zvaigznes krāsu nosaka tās virsmas temperatūra. Gaismekļu izkliedei, tāpat kā dārgakmeņiem, ir bezgalīgi daudzveidīgas nokrāsas, piemēram, mākslinieka maģiskā palete. Jo karstāks objekts, jo augstāka ir starojuma enerģija no tā virsmas, kas nozīmē, jo īsāks ir izstaroto viļņu garums.

Pat neliela viļņa garuma atšķirība maina cilvēka acs uztverto krāsu. Garākajiem viļņu garumiem ir sarkana nokrāsa, palielinoties temperatūrai, tas mainās uz oranžu, dzeltenu, pārvēršas baltā un pēc tam kļūst balti zils.

Gaismekļu gāzes apvalks kalpo kā ideāls izstarotājs. Pamatojoties uz zvaigznes krāsu, varat aprēķināt tās vecumu un virsmas temperatūru. Protams, toni nosaka nevis “ar aci”, bet gan ar speciāla instrumenta – spektrogrāfa – palīdzību.

Zvaigžņu spektra izpēte ir mūsu laika astrofizikas pamats. Debesu ķermeņu krāsās visbiežāk ir vienīgā mums pieejamā informācija par tiem.

Zilas zvaigznes

Zilās zvaigznes ir visvairāk liels un karsts. To ārējo slāņu temperatūra ir vidēji 10 000 kelvinu, un atsevišķiem zvaigžņu milžiem tā var sasniegt 40 000.

Šajā diapazonā izstaro jaunas zvaigznes, kuras tikai sāk savu “dzīves ceļojumu”. Piemēram, Rigels, viens no diviem galvenajiem Oriona zvaigznāja gaismekļiem, zilgani balts.

Dzeltenas zvaigznes

Mūsu planētu sistēmas centrs ir Sv- kuras virsmas temperatūra pārsniedz 6000 kelvinus. No kosmosa tas un līdzīgi gaismekļi izskatās žilbinoši balti, lai gan no Zemes tie šķiet diezgan dzelteni. Zelta zvaigznes ir pusmūža.

No citiem mums zināmajiem gaismekļiem baltā zvaigzne ir Siriuss, lai gan tā krāsu ir diezgan grūti noteikt ar aci. Tas notiek tāpēc, ka tas ieņem zemu pozīciju virs horizonta, un ceļā uz mums tā starojums ir stipri izkropļots daudzkārtējas refrakcijas dēļ. Vidējos platuma grādos Sirius, kas bieži mirgo, spēj demonstrēt visu krāsu spektru tikai pussekundē!

Sarkanas zvaigznes

Zvaigznēm ar zemu temperatūru ir tumši sarkanīga nokrāsa., piemēram, sarkanie punduri, kuru masa ir mazāka par 7,5% no Saules masas. To temperatūra ir zem 3500 kelviniem, un, lai gan to mirdzums ir bagātīgs daudzu krāsu un toņu mirdzums, mēs to redzam kā sarkanu.

Arī milzu zvaigznes, kurām ir beigusies ūdeņraža degviela, izskatās sarkanas vai pat brūnas. Kopumā veco un atdziestošo zvaigžņu emisija atrodas šajā spektra diapazonā.

Otrajai no galvenajām Oriona zvaigznāja zvaigznēm ir izteikta sarkana nokrāsa, Betelgeuse, un nedaudz pa labi un virs tā atrodas debesu kartē Aldebarans, kam ir oranža krāsa.

Vecākā pastāvošā sarkanā zvaigzne - HE 1523-0901 no Svaru zvaigznāja - milzīgs otrās paaudzes gaismeklis, kas atrasts mūsu galaktikas nomalē 7500 gaismas gadu attālumā no Saules. Tās iespējamais vecums ir aptuveni 13,2 miljardi gadu, kas nav daudz mazāks par aplēsto Visuma vecumu.