В чем главная причина различия спектров звезд
Почему спектры звезд различны!
Самый простой ответ на поставленный вопрос состоит, казалось бы, в том, что различие спектров объясняется различием химических составов звезд, и преобладание линий какого-нибудь элемента в спектре звезды является следствием преобладания этого элемента в атмосфере звезды. Однако основное свойство совокупности спектров звезд — ее линейная последовательность — указывает, что такой ответ является ошибочным. Действительно, если предположить, что звезды спектрального класса АО состоят главным образом из водорода, а звезды класса М2 — из окиси титана, то должно было бы существовать несколько последовательностей спектров, соединяющих эти спектральные классы. Например, можно было бы перейти от подкласса АО к подклассу М2 и через спектры, в которых преобладают линии металлов, и минуя такие спектры.
Если бы звезды сильно отличались одна от другой химическим составом и это определяло бы их спектры, то вследствие возможности самых различных комбинаций в пропорциях различных элементов ни о какой линейной последовательности спектров не могло бы быть и речи. Спектры звезд зависели бы от множества факторов — от процентного содержания каждого элемента. Явление линейной последовательности спектров указывает на то, что спектры звезд зависят главным образом от какого-то одного фактора. Как удалось выяснить, этим фактором является температура звезды.
Чтобы объяснить столь важную роль температуры, необходимо познакомиться с механизмом образования линий в спектрах звезд.
Известно, что атом всякого элемента может поглощать свет. При этом он поглощает свет в совершенно определенных частотах. В каких частотах — зависит от устройства этого атома, т. е. от того, из каких и в каком количестве элементарных частиц он состоит.
Когда атом поглотит необходимую порцию световой; энергии или, как говорят, световой квант данной частоты, он переходит в возбужденное состояние, определяемое; тем, что его внешний электрон из того положения, которое он занимает в атоме в обычном состоянии, переходит в другое положение, более удаленное, от ядра атома.] В возбужденном состоянии атом находится ничтожную» долю секунды, после чего электрон возвращается на свое; обычное место, а атом при этом излучает ту же самую порцию световой энергии: либо излучается тот же самый квант той же частоты, который поглотил атом, либо же (что случается реже) атом излучает два или несколько квантов меньших частот, но так, что сумма их энергий равна энергии поглощенного кванта (энергия кванта пропорциональна его частоте).
Направление, в котором будет вновь излучен квант, не будет тем же самым, по которому квант двигался до его поглощения. Он может быть излучен в любом направлении, причем каждый раз это направление является случайным.
Когда свет от раскаленной поверхности звезды проходит через ее более холодную атмосферу, находящиеся там атомы различных элементов поглощают свет в определенных, двойственных этим атомам частотах. Эта световая энергия тут же снова излучается атомами, но уже в различных направлениях. Часть ее возвращается обратно, часть отсылается в сторону и лишь у незначительной части направление будет совпадать с первоначальным. Поэтому в соответствующих местах спектров звезд мы наблюдаем резкое ослабление света — темные линии,
Если атом поглотит квант достаточно высокой частоты, обладающий высокой энергией, то внешний электрон будет не просто перемещен Несколько дальше, а будет оторван от ядра; атом станет ионизованным. Ионизованные атомы поглощают свет в иных частотах, чем неионизованные, у них внешним становится другой электрон, поэтому в спектрах звезд ионизованные атомы обнаруживают себя иначе, чем неионизованные, обычные атомы.
Чем, выше температура звезды, тем больше световой энергии излучает в секунду квадратный сантиметр ее поверхности. Но от температуры зависит и состав квантов
в ее излучении. Чем выше температура, тем больше доля высокочастотных квантов и меньше доля низкочастотных.
Различие температур светящихся поверхностей звезд, вследствие которого излучение не одинаково по мощности и по распределению в нем квантов высоких и низких частот, влечет за собой различное состояние атомов химических элементов в атмосферах, а это определяет разнообразие спектров звезд.
Поясним, как это происходит. Предположим, что в атмосферах звезд имеются все элементы, которые вообще дают о себе знать в звездных спектрах и притом для всех звезд пропорция элементов примерно одна и та же. Начнем рассмотрение условий в атмосферах звезд со спектрального класса М. Звезды, принадлежащие к этому спектральному классу, имеют температуру на поверхности около 3000° и являются сравнительно холодными звездами.
При температурах около 3000° еще могут существовать некоторые химические соединения, например, окись титана, и хотя окиси титана в атмосферах звезд ничтожное количество, его молекулы весьма интенсивно поглощают свет во множестве частот, создавая, таким образом, в спектрах звезд класса М целые полосы поглощения.
При более высоких температурах ускоряются движение атомов и молекул. Усиливаются столкновения молекул между собой и молекул с атомами. В результате этих столкновений молекулы распадаются и потому в спектрах звезд класса К полос поглощения молекул почти нет.
В спектрах звезд Кий сильны линии неионизованных металлов, линии же ионизованных металлов и линии водорода еще слабы. Это объясняется тем, что для ионизации атомов металлов и для возбуждения атомов водорода требуются высокочастотные кванты, которых в излучении звезд К и О, имеющих температуру 4000—6000К, еще сравнительно мало. Но в излучении этих звезд достаточно квантов менее высокой частоты для возбуждения атомов металлов.
В звездах класса Р с температурой до 7500 К доля высокочастотного излучения заметно возрастает, большая часть атомов металлов ионизуется, и поэтому мы наблюдаем линии поглощения ионизованных металлов. Соответственно в атмосферах Р-звезд уменьшается число неионизованных металлов, что влечет ослабление в спектре линий их поглощения. Усиление высокочастотного излучения вызывает и усиление линий поглощения водорода. В спектральном классе А температура поверхности 8000—10 500 К. Здесь атомы металлов ионизованы дважды и большее число раз, т. е. от них оторваны два или больше электронов. Такие многократно ионизованные атомы металлов для возбуждения должны поглощать очень высокочастотные кванты из ультрафиолетовой части спектра. Эта часть спектра звезд нам почти неизвестна, так как ультрафиолетовая область излучения звезд поглощается земной атмосферой и до телескопов наблюдателей не доходит. Только теперь, в последние годы, в связи с космическими полетами появилась возможность выноса астрономических инструментов за пределы атмосферы Земли и изучения ультрафиолетовых областей спектров звезд. Линии водорода в спектрах звезд класса А становятся наиболее интенсивными.
У звезд спектрального класса В температура поверхности еще более высока: 11 000—15 0001С. Мощность высокочастотного излучения здесь так велика, что ионизуются кислород и азот, вследствие чего в спектрах появляются линии ионизованных кислорода и азота. В звездах класса В ионизуется и водород. Но атом водорода имеет только один электрон, поэтому после ионизации он не содержит электронов, уже не может поглощать свет и не дает о себе знать в спектре звезды. Число же неионизованных атомов водорода в В-звездах становится меньше и линии водорода в их спектрах ослабевают.
Наконец, в самых горячих звездах класса О, с температурами от 15 000 до 50000 К и более, ионизуется уже и гелий, появляются линии ионизованного гелия. Кислород ионизуется дважды, о чем свидетельствуют соответствующие линии. Линии водорода резко ослабевают, так как подавляющая часть водорода переходит в ионизованное состояние.
В спектрах звезд класса О интенсивность линий водорода примерно такая же, как и в классе М. То обстоятельство, что водородные линии видны в спектрах звезд всех классов, хотя условия для их появления в некоторых из них, например, в крайних классах О и М, весьма неблагоприятны, указывает на обилие атомов водорода в атмосферах звезд. Исследования показывают, что атмосферы звезд не менее чем на 80% состоят из водорода.
Мы дали объяснение различию спектров различных классов качественно. Количественная теория была разработана индийским, астрономом и физиком Саха. Наблюдения отлично согласуются с теорией Саха и показывают, что химический состав звезд действительно почти (но не совсем) одинаков. Характер спектров зависит главным образом от температуры. Некоторый отпечаток на спектры накладывает и величина ускорения силы тяжести на поверхности звезды, но влияние этого фактора гораздо слабее, чем влияние температуры звезды.
Диаграмма «спектр — светимость»
Полученные данные о светимости и спектрах звёзд уже в начале XX в. были сопоставлены двумя астрономами — Эйнаром Герцшпрунгом (Голландия) и Генри Расселлом (США) — и представлены в виде диаграммы, которая получила название «диаграмма Герцшпрунга-Расселла». Если по горизонтальной оси отложены спектральные классы (температура) звезд, а по вертикальном — их светимости (абсолютные звездные величины), то каждой звезде будет соответствовать определённая точка на этой диаграмме (рис. 5.15). В результате обнаруживается определённая закономерность в расположении звезд на диаграмме — они не заполняют все ее поле, а образуют несколько групп, названных последовательностями. Наиболее многочисленной (примерно 90% всех звёзд) оказалась главная последовательность, к числу звезд которой принадлежит наше Солнце (его положение отмечено на диаграмме кружочком). Звёзды этой последовательности отличаются друг от друга по светимости и температуре, и взаимосвязь этих характеристик соблюдается весьма строго: самую высокую светимость имеют наиболее горячие звёзды, а по мере уменьшения температуры светимость падает. Красные звёзды малой светимости получили название красных карликов. Вместе с тем на диаграмме существуют и другие последовательности, где подобная закономерность не соблюлается. Особенно заметно это среди более холодных (красных) звёзд: помимо звёзд, принадлежащих главной последовательности и потому имеющих малую светимость, на диаграмме представлены звёзды высокой светимости, которая практически не меняется при изменении их температуры. Такие звезды принадлежат двум последовательностям (гиганты и сверхгиганты), получившим эти названия вследствие своей светимости, которая значительно превосходит светимость Солнца. Особое место на диаграмме занимают горячие звёзды малой светимости — белые карлики.
Лишь к концу XX в., когда объём знаний о физических процессах, происходящих в звёздах, существенно увеличился и стали понятными пути их эволюции, удалось найти теоретическое обоснование тем эмпирическим закономерностям, которые отражает диаграмма «спектр — светимость».
Пример решения задачи
1. Как определяют расстояния до звёзд? 2. От чего зависит цвет звезды? 3. В чём главная причина различия спектров звёзд? 4. От чего зависит светимость звезды?
1. Во сколько раз Сириус ярче, чем Альдебаран; Солнце ярче, чем Сириус? 2. Одна звезда ярче другой в 16 раз. Чему равна разность их звёздных величин? 3. Параллакс Веги 0,11″. Сколько времени идёт свет от неё до Земли? 4. Сколько лет надо было бы лететь по направлению к созвездию Лиры со скоростью 30 км/с, чтобы Вега стала вдвое ближе? 5. Во сколько раз звезда 3,4 звёздной величины слабее, чем Сириус, имеющий звёздную величину —1,6? Чему равны абсолютные величины этих звезд, если расстояние до каждой составляет 3 пк?
Контрольная работа по астрономии на тему «Солнце и звезды»(10-11 класс)
«Управление общеобразовательной организацией:
новые тенденции и современные технологии»
Свидетельство и скидка на обучение каждому участнику
Учитель: Елакова Галина Владимировна.
Место работы: Муниципальное бюджетное общеобразовательное учреждение «Средняя общеобразовательная школа №7» г Канаш Чувашской Республики
Контрольная работа по теме «Солнце и звезды».
Проверка и оценка знаний – обязательное условие результативности учебного процесса. Тестовый тематический контроль может проводиться письменно или по группам с разным уровнем подготовки. Подобная проверка достаточно объективна, экономна по времени, обеспечивает индивидуальный подход. Кроме того, учащиеся могут использовать тесты для подготовки к зачетам и ВПР. Использование предлагаемой работы не исключает применения и других форм и методов проверки знаний и умений учащихся, как устный опрос, подготовка проектных работ, рефератов, эссе и т.д. Контрольная работа дается на весь урок.
Итоговая проверка проводится по теме, разделу, за полугодие. Основная функция контролирующая. Любая проверка носит обязательно и обучающую функцию, так как помогает повторить, закрепить, привести знания в систему. При проверке контрольного теста выявляют типичные ошибки и затруднения. Достоинства: может охватывать большой объем материала. Недостаток: дают проверку окончательного результата, но не показывают ход решения.
Ориентирующая функция проверки ориентирует учителя на слабые и сильные стороны усвоения материала. Сам процесс проверки помогает учащимся выделить главное в изучаемом, а учителю определить степень усвоения этого главного.
Обучающая функция. Самая главная функция проверки. Проверка помогает уточнить и закрепить знания выполнения проверочных заданий. Способствует формированию знаний до более высокого уровня. Формирует умение самостоятельности и работы с книгами.
Контролирующая. Для контрольных работ и самостоятельных работ она является главной.
Диагностирующая. Устанавливает причины успехов и неудач учащихся. Проводятся специальные диагностирующие работы, которые определяют уровень усвоения знаний (их 4 уровня).
Развивающая функция. Проверка определяет способности у обучающегося распоряжаться объемом своих знаний и умением строить собственный алгоритм решения задач.
Воспитательная функция. Приучает учащихся к отчетности, дисциплинирует их, прививает чувство ответственности, необходимости систематических занятий.
Оценка письменных контрольных работ.
Оценка 5 ставится за работу, выполненную полностью без ошибок и недочетов.
Оценка 4 ставится за работу, выполненную полностью, но при наличии не более одной ошибки и одного недочета, не более трех недочетов.
Оценка 3 ставится за работу, выполненную на 2/3 всей работы правильно или при допущении не более одной грубой ошибки, не более трех негрубых ошибок, одной негрубой ошибки и трех недочетов, при наличии четырех-пяти недочетов.
Оценка 2 ставится за работу, в которой число ошибок и недочетов превысило норму для оценки 3 или правильно выполнено менее 2/3 работы.
1. Какие наблюдения позволяют определить химический состав Солнца?
Б. Температура поверхности.
В. Напряженность магнитного поля.
2. Что лежит в основе определения спектрального класса звезды?
А. Размеры, масса и давление звезды.
Б. Химический состав звезды.
В. Температура поверхности.
4. Собственное движение Сириуса составляет 1,32″ в год. Найдите, на сколько изменится положение Сириуса на небесной сфере за следующую 1000 лет?
5. Сколько слабых звезд 6 m может заменить по блеску Венеру?
А. 500 слабых звезд.
Б. 10 6 слабых звезд.
В. 10 4 слабых звезд.
6. Какая из перечисленных величин имеет для звезд наименьший относительный диапазон разброса?
7. Предположим, что вы наблюдаете на небе две звезды: голубую и красную. Объясните, как можно узнать, какая из них горячее.
А. Голубая звезда горячее. По закону излучения Вина, чем короче длина волны, на которой звезда излучает максимум энергии, тем она горячее. У голубого цвета длина волны короче, чем у красного.
Б. Красная звезда горячее. По закону излучения Вина, чем длиннее длина волны, на которой звезда излучает максимум энергии, тем она горячее. У красного цвета длина волны короче, чем у красного.
8. Какова будет примерная форма большой медведицы через 50000 лет и почему?
1. В чем главная причина различия спектров звезд?
А. В различии температуры в атмосферах звезд.
Б. В различии давления в атмосферах звезд.
В. В различии температуры и давления в атмосферах звезд.
2. Напишите три характеристики звезды, связанные с формой спектральных линий.
А. Масса, плотность и осевое вращение звезды.
Б. Плотность, осевое вращение и напряженность магнитного поля.
В. Напряженность магнитного поля, температура и давление.
3. Как может быть определен химический состав звезд (при условии, что звезды и их атмосферы состоят из одних и тех же составных частей)?
А. Путем анализа сплошного спектра звезд и сравнения их с теми, которые соответствуют различным химическим элементам на Земле.
Б. Путем анализа линейчатого спектра звезд и сравнения их с теми, которые соответствуют различным химическим элементам на Земле.
В. Путем анализа темных линий в спектрах звезд и сравнения их с теми, которые соответствуют различным химическим элементам на Земле.
4. В 1885 году в Туманности Андромеды наблюдалась вспышка сверхновой звезды ( S And ). Учитывая, что расстояние до этой галактики 690 кпк, оцените, когда взорвалась звезда?
А. 180 тысяч лет назад.
Б. 690 млн. лет назад.
В. 2, 25 млн. лет назад.
5. Красная звезда имеет температуру 3 · 10 3 К, а белая – 10 4 К. Во сколько раз отличаются размеры звезд, если они имеют одинаковые светимости?
6. Какой звездой никогда не станет Солнце?
А. Белым карликом и желтым карликом.
Б. Красным гигантом
В. Голубым сверхгигантом и Черной дырой.
7. На сколько смещается Солнце по эклиптике каждый день?
8. Вычислить, во сколько раз Сириус ярче Полярной звезды.
А. Сириус ярче Полярной звезды в 50 раз.
Б. Сириус ярче Полярной звезды в 30 раз.
В. Сириус ярче Полярной звезды в 300 раз.
1. Какая основная характеристика звезды определяет ее положение на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга – Рессела, т.е. что определяет ее светимость и температуру?
А. Химический состав.
2. Визуально – двойные звезды – это…
А. …случайно расположенная близкая пара звезд на небесной сфере и физически не связаны друг с другом.
Б. …такие звезды, которые располагаются таким образом, что одна из звезд проходит перед второй, ослабляя ее свет через правильные промежутки времени и блеск которых регулярно меняется.
В. …такие звезды, которые доступны телескопическим наблюдениям и видны как две отдельные звезды.
3. Всегда ли отсутствие характерных линий поглощения определенного элемента (например, водород) в спектрах звезд означает, что звезда его не содержит?
А. Нет. Типы атомов, которые ответственны за видимые линии поглощения, определяются температурой звезды.
Б. Нет. Типы атомов, которые ответственны за видимые линии поглощения, определяются массой звезды.
В. Да. Типы атомов, которые ответственны за видимые линии поглощения, определяются массой и плотностью звезды.
5. Разность звездных величин двух звезд одинаковой светимости равна 5 m . Во сколько раз одна из них дальше другой?
6. Разница в 5 звездных величин – это разница в освещенности в 100 раз. А какая разница в освещенности даст разницу в 10 звездных величин?
7. Две звезды имеют одинаковые размеры, но температура поверхности у первой звезды равна 30000 K , а у второй – 5000 K . Какая из этих звезд будет излучать больше энергии в синих лучах? В желтых? В красных?
А. Первая звезда излучает больше во всех диапазонах спектра. Это зависит только от температуры.
Б. Первая звезда излучает больше во всех диапазонах спектра. Это зависит только от массы.
В. Вторая звезда излучает больше во всех диапазонах спектра. Это зависит только от температуры.
8. Вычислите доплеровское смещение линии водорода (о = 486,13 нм), вызванное приближением звезды вдоль луча зрения со скоростью 40 км/с.
А. …такие звезды, которые доступны телескопическим наблюдениям и видны как две отдельные звезды.
Б. … такие звезды, которые располагаются таким образом, что одна из звезд проходит перед второй, ослабляя ее свет через правильные промежутки времени и блеск которых регулярно меняется.
В. …не могут быть разрешены в телескоп, их двойная природа определяется при изучении спектров и по мере того как компоненты пары то приближаются к Земле, то удаляются, происходит доплеровское смещение спектральных линий.
2. Почему атомы испускают свет различных цветов (разных длин волн)?
В. Электроны могут двигаться по любым орбитам и излучают энергию в виде порции света.
3. Напишите следующие типы спектральных линий в порядке их появления при уменьшении температуры звезд:
1) очень сильные линии водорода;
2) ионизированный гелий;
3) полосы молекул титана;
5) нейтральные металлы;
6) ионизированные металлы.
4. Чему приблизительно равна температура звезды, если ее светимость в 64 раза превосходит светимость Солнца, а радиус превышает солнечный вдвое.
5. Посмотрите внимательно на диаграмму Герцшпрунга – Рассела и ответьте, у каких звезд температура поверхности может быть равна 3 000 К?
А. Голубые сверхгиганты
В. Красные карлики и красные гиганты.
6. Белый карлик имеет массу 0,6 Мсолнца, светимость 0,001 L солнца и температуру 2Тсолнца. Во сколько раз его средняя плотность выше солнечной?
А. 2 · 10 5 раз превосходит солнечную.
Б. 1,2 · 10 6 раз превосходит солнечную.
В. 6 · 10 3 раз превосходит солнечную.
7. Объяснить, почему звезда, которая для невооруженного глаза выглядит одиночкой, при наблюдении в телескоп может разделиться на две близко расположенные звезды, то есть оказаться двойной звездной системой.
А. Разрешающая сила человеческого глаза составляет примерно 1 / . Разрешающая сила телескопа пропорциональна диаметру объектива, а диаметр объектива телескопа намного больше диаметра зрачка.
8. Параллакс Веги равен 0,12 // , а звездная величина – 0 m . На каком расстоянии от Солнца на прямой Солнце – Вега должен находиться наблюдатель, чтобы эти две звезды были одинаково яркими? Видимая звездная величина Солнца равна –26.8 m .
А. Точка наблюдения находится на расстоянии 0,7 пк по направлению к Веге или 1,6 пк по направлению от Веги.
Б. Точка наблюдения находится на расстоянии 0,97 пк по направлению к Веге или 1,26 пк по направлению от Веги.
В. Точка наблюдения находится на расстоянии 0,9 пк по направлению к Веге или 1,86 пк по направлению от Веги.
Решение задачи №4: Собственное движение Сириуса составляет 1,32″ за год. Градус равен 3600″. Тогда 1,32″ за год ·1000 лет = 1320″, или приблизительно одна треть градуса.
Решение задачи №6: Воспользуемся следствием из закона Стефана – Больцмана и определения светимости
и диаграммой Герцшпрунга – Рассела, откуда видно, что наименьший относительный разброс будет иметь температура.
Решение задачи №8: Из-за прецессии земной оси полюсы мира описывают вокруг полюсов эклиптики малые круги радиусом около 23,5 градусов за период около 26000 лет. Это означает, что через 50000 лет полюс мира будет направлен в ту же точку, что и 2000 лет назад. Это недалеко от звезды альфа в созвездии Дракона. Смена «полярной звезды» не приведет к изменению формы Большой Медведицы: 50000 лет слишком малый срок для того, чтобы стали заметны относительные смещения сильно удаленных звез
Решение задачи №4: Так как 1пк = 3,26 св. года; время путешествия света от Туманности Андромеды до Солнца равно: 690 · 1000 · 3,26 = 2249400 лет = 2,25 млн. лет
б = 5, 67 ·10 -8 Вт/м 2 К — 4 постоянная Стефана – Больцмана.
Решение задачи №8: Принято считать, что при разности в одну звездную величину видимая яркость звезд отличается примерно в 2,5 раза. Тогда разность в 5 звездных величин соответствует различию в яркости ровно в 100 раз. Так, звезды 1-й величины в 100 раз ярче звезд 6-й величины. Следовательно, разность видимых звездных величин двух источников равна единице, когда один из них ярче другого в (эта величина примерно равна 2,512). В общем случае отношение видимой яркости двух звезд I 1: I 2 связано с разностью их видимых звездных величин m 1 и m 2 простым соотношением
Сириус ярче Полярной звезды в 30 раз.
Решение задачи №4: Так как 1пк = 3,26 св. года; время путешествия света от Большого Магеланового Облака до Солнца равно: 55 · 1000 · 3,26 = 178750 лет ≈ 180 тыс. лет.
Решение задачи №5: Одна звезда ярче другой в 100 раз. Чем больше радиус звезды (сферы), т.е. расстояние от звезды до наблюдателя, тем больше площадь и тем меньшая энергия излучения приходится на единицу этой площади. S сферы ≈ 1/ R 2 ; R ≈1/√Е. Значит одна звезда дальше другой в (100) 1/2 = 10 раз.
Решение задачи №8: Используя зависимость
Поскольку звезда приближается к наблюдателю, то смещение линии водорода происходит к фиолетовому концу спектра.
Решение задачи №4: Воспользуемся формулой
При этом в левой части стоит 64, а в правой произведение отношения температур в четвертой степени и 4 (отношение квадратов радиусов). Откуда 
значит температура звезды вдвое больше температуры Солнца. Ответ: Т = 12000 К
Решение задачи №5: Температура звезды определяет ее цвет. При этом звезды могут иметь существенно различающиеся размеры. Ответ: Красные гиганты и красные карлики.
имело бы звездную величину
3. Моше Д.: Астрономия: Кн. для учащихся. Пер. с англ. / Под ред. А.А. Гурштейна./ Д. Моше – М.: Просвещение, 1985. – 255 с.
4. Воронцов-Вильяминов Б.А. «Астрономия», / Б.А. Воронцов-Вильяминов, Е.К. Страут; Издательство «Дрофа».
5. Левитан Е.П., «Астрономия»: учеб. для 11 кл., общеобразоват. учреждений/ Е. П. Левитан: М.: «Просвещение»,1994. – 207 с.