- •I. Предмет и цели курса
- •2. Основные этапы развития представлений о строении Мира
- •3. Практическое значение знаний о строении природы
- •4. Достоверность знаний о мегамире
- •I. Движение планет
- •5. Определение радиуса и массы Земли
- •6. Измерение расстояний до небесных тел
- •7. Законы Кеплера
- •8. Движение Земли вокруг Солнца
- •2. Солнечная система
- •9. Общие сведения о планетах
- •10. Строение недр планет зонной группы
- •11. Химический состав Земли
- •12. Возраст Земли
- •13. Внутреннее строение планет-гигантов
- •14. Окраина солнечной системы
- •3. Солнце
- •15. Общие сведения о Солнце
- •16. Температура поверхности Солнца
- •17. Условия в недрах Солнца
- •18. Проблема источников энергии Солнца
- •19 Термоядерные реакции - источник энергии Солнца
- •20. Активность Солнца
- •4. Звезды
- •21. Звездная величина
- •22. Спектры нормальных звезд
- •23. Диаграмма спектр - светимость
- •24. Определение расстояний до удаленных звезд
- •25. Определение радиусов и масс звезд
- •26. Феноменологическая связь между параметрами для звезд гп
- •27. Модели газовых шаров.
- •§ 28. Модели газовых шаров.
- •§ 29. Модели химически однородных газовых шаров.
- •§ 30. Внутреннее строение звезд
- •§ 31 Белые карлики
- •32. Эволюция звезд
- •33. Изохроны. Определение возрастов шаровых скоплений
- •34. Особенности эволюции тесных двойных звезд
- •35. Физически переменные звезды
- •36. Заключительные этапы эволюции звезд
- •37. Красные гиганты, планетарные туманности,
- •38. Сверхновые звезды
- •39. Нейтронные звезды
- •40. Рентгеновские пульсары
- •41. Черные дыры
23. Диаграмма спектр - светимость
В начале нашего века Герцшпрунг и Рессел установили связь между дифференциальными и интегральными характеристиками звезд, построив по результатам наблюдений диаграмму спектр - светимость (рис. 27; поскольку Sp звезды связан с ее эффективной температурой Te, то по оси абсцисс можно откладывать как Sp, так к Te). Эта диаграмма теперь носит их имя. Мы будем ее обозначать сокращенно диаграммой ГР. Разумеется, возможность построить ее появилась лишь после того, как были определены спектральные классы и расстояния для достаточного количества звезд (напомним, что методом тригонометрического параллакса к настоящему времени измерены расстояния до нескольких тысяч звезд).
Оказалось. что звезды на такой диаграмме располагаются не произвольным образом, а группируются в отдельные, как их называют, последовательности (см. рис. 27). Наиболее населенной является последовательность, идущая по диагонали слева направо это так называемая главная последовательность (ГП). Звезды, принадлежащие ГП, называются карликами. В этой группе звезд встречаются как самые горячие, так и самые холодные звезды. Другая четко выделяющаяся последовательность ветвь гигантов, или ее еще называют ветвь красных гигантов. В нижней части диаграмма располагаются наиболее слабые звезды белые карлики. Наконец, несколько ниже и параллельно ГП располагается группа так называемых субкарликов. В дальнейшем ограничимся только этими типами звезд.
Положение звезды на диаграмме ГР определяется ее строением и стадией эволюции. Таким образом, наша задача заключается в том, чтобы понять: 1) чем отличаются звезды, находящиеся в различных группах; 2) как в процессе своей эволюции звезда перемещается по этой диаграмме.
24. Определение расстояний до удаленных звезд
Отвлечемся на короткое время от изучения строения звезд и обратимся к проблеме расстояний. Расстояния до удаленных звезд можно определить с помощью диаграммы ГР. В самом деле, спектральный класс звезды не зависит от расстояния до нее. Если бы диаграмма ГР состояла из одной ГП, то тогда, установив спектральный класс звезды, можно было бы, привлекая диаграмму ГР, найти абсолютную звездную величину M этой звезды. Измерив далее видимую звездную величину m, по соотношению M m найдем расстояние до звезды.
Задача №29. Эффективная ширина ГП приблизительно 1m. Оценить точность определения расстояния с помощью диаграммы ГР.
Ответ: Порядка 20%.
Применению простой схемы, изложенной выше, препятствует то обстоятельство, что звезды образуют не одну последовательность. Поэтому, зная только спектральный класс звезды, невозможно установить ее абсолютную звездную величину. Необходимо разработать методы, которые позволили бы отнести звезду к тому или иному типу, скажем, карликам или гигантам. Как это сделать?
Многочисленные исследования спектров звезд позволили выявить некоторые различия спектральных деталей у звезд, принадлежащих разным последовательностям. Так, оказалось, что линии некоторых металлов у карликов сильнее, а у гигантов тех же самых спектральных классов слабее. Эти линии называются линиямииндикаторами. Не вдаваясь в детали, почему это так (это связано с различными условиями формирования этих линий), отметим, что, установив спектральный класс звезды и определив по линиям-индикаторам, к какому типу она принадлежит (к карликам или гигантам), можем указать положение этой звезды на диаграмме ГР. Далее с помощью этой диаграммы определяем ее абсолютную звездную величину M и по соотношению М m находим расстояние до этой звезды. Метод определения расстояния описанным выше способом называется методом спектральных параллаксов. На этом пути определяются расстояния до звезд, удаленных на несколько кпс. К вопросу об определении расстояний до более удаленных объектов мы вернемся дальше.