Почему форма Солнца приводит учёных в недоумение

Академик
11-04-2012, 08:40, , 861, Категория Космос

Солнце — описание, известные параметры.

Таблица параметров Солнца:

№ п.п.Наименование параметраДанные
1Открытие человечествомНеизвестно
2Средний радиус695 508 км
3Средняя окружность (длина экватора)4 370 005, 6 км
4Объем1 409 272 569 059 860 000 км3
5Масса1 989 100 000 000 000 000 000 000 000 000 кг
6Плотность1,409 г / см3
7Площадь поверхности6 078 747 774 547 км2
8Ускорение свободного падения274,0 м / с2
9Вторая космическая скорость2223720 км / ч
10Период обращения вокруг своей оси25,38 земных суток
11Наклон вращения вокруг своей оси7,25о по отношению к эклиптике
12Температура поверхности5500о С
13Спектральный типG2 V
14Яркость3,83 х 10 33 . эрг / сек
15Возраст4 600 000 000 лет
16Состав92,1% водород, 7,8% Гелий
17Синодический период27,2753 дней
18Период вращения на экваторе26,8 дней
19Период вращения на полюсах36 дней
20Скорость относительно ближайших звезд19,7 км / с
21Среднее расстояние от Земли149 600 000 (1 астрономическая единица)
22Постоянная величина солнечного излучения, на среднем расстоянии до Земли1,365 — 1,369 кВт / м 2

Наше Солнце

является нормальной звездой G2, одной из более 100 миллиардов звезд в нашей галактике.

Солнце на сегодняшний день является крупнейшим объектом в Солнечной системе. Оно содержит более 99,8% от общей массы Солнечной системы (Юпитер содержит больше остальных планет).

Солнце

Мы часто говорим, что Солнце является «обычной» звездой. Это верно в том смысле, что есть много других, подобных ему звезд. Но есть еще много меньших звезд, есть и значительно крупнее. Если все звезды расставить последовательно по массе от больших к меньшим, то Солнце войдет в первые 10% всех звезд. Средний размер звезд, по массе, в нашей галактике, вероятно, менее половины массы Солнца.

Солнце отражено во многих мифологиях: греки называли его Гелиос и римляне называли его Сол.

Солнце, в настоящее время состоит из около 70% водорода и 28% гелия по массе, все остальные элементы, в большинстве своем металлы, составляет менее 2% массы Солнца. Состав Солнца медленно изменяется с течением времени, поскольку Солнце превращает водород в гелий в своем ядре.

Внешние слои обладают дифференцированным вращением: на экваторе поверхность делает один оборот каждые 25,4 дней, вблизи полюсов, примерно за 36 дней. Это странное поведение связано с тем, что Солнце не является твердым телом, как на Земле. Аналогичные эффекты наблюдаются в газовых планетах Солнечной системы. Дифференцированное вращение распространяется и вниз в недра Солнца, но ядро Солнца вращается как твердое тело.

Ядро, это, скорее всего 25% радиуса Солнца. Температура ядра 15600000 градусов Кельвина и давление 250 000 000 000 атмосфер. В центре ядра плотность Солнца в 150 раз больше, чем воды.

Энергетическая мощность Солнца около 386 000 000 000 млрд. МВт. Каждую секунду около 700 000 000 тонн водорода превращается в 695 000 000 тонн гелия и 5000000 тонн вещества (= 3.86e33 эрг) выделяется в виде энергии гамма-лучей.

Поверхности Солнца, называется фотосферой , температура на поверхности около 5800 К. Температура на солнечных пятнах только 3800 К (они выглядят темными по сравнению с окружающими областями Солнца). Размер солнечных пятен может составлять до 50000 км в диаметре. Солнечные пятна вызваны сложным, и пока, досконально не изученным взаимодействием с магнитным полем Солнца.

Выше поверхности Солнца лежит хромосфера.

Солнечные пятна

Сильно разреженная область выше хромосферы, называемая короной, она простирается на миллионы километров в пространстве, но видна только во время полного солнечного затмения. Температура короны более 1000000 К.

По совпадению Луна и Солнце имеют один угловой размер, если смотреть с Земли. Затмения Солнца происходят раз или два в год в конкретных областях Земли.

Магнитное поле Солнца очень сильное и сложное по строению, магнитосфера Солнца (также известная как гелиосфера) простирается далеко за пределы орбиты Плутона.

В дополнение к теплу и свету, Солнце испускает поток заряженных частиц (в основном протонов и электронов), известный как солнечный ветер, распространяющийся по всей Солнечной системе со скоростью в 450 км/сек.

Последние данные с космического аппарата Ulysses , показывают, что во время минимума солнечного цикла, солнечный ветер, испускаемый из полярных полюсов, движется со скоростью 750 километров в секунду, что в два раза меньше скорости солнечного ветра, испускаемого на экваторе.

В состав солнечного ветра, как представляется, также отличаются в полярных регионах. Во время солнечного максимума, однако, солнечный ветер движется с промежуточной скоростью.

Солнечный ветер оказывает большое влияние на хвосты комет и даже имеет заметное воздействие на траектории космических кораблей.

Возраст Солнца составляет около 4,5 миллиарда лет. С момента своего рождения оно уже истратило около половины водорода в своем ядре. Он будет продолжать излучать тепло еще 5 миллиардов лет. Но, в конце концов, оно исчерпает водородное топливо.

Похожие статьи:

Что представляет собой Солнце?

Почему Солнце — звезда, похожая на миллиарды других в галактике Млечный Путь — так интересует астрофизиков и ученых-ядерщиков? Дело в том, что это самая близкая к нам звезда, благодаря которой мы можем понять суть процессов, которые бушуют во Вселенной с момента ее рождения. Изучив Солнце, мы поймем, что такое звезды, как они живут и чем заканчивается столь блистательное зрелище. Другие звезды, ввиду значительного своего удаления от нашей Солнечной системы, не могут нам продемонстрировать особенности своего внешнего вида.

Наша звезда является центральным объектом Солнечной системы, вокруг которого по своим орбитам вращаются восемь планет, астероиды и карликовые планеты, кометы и другие космические объекты. Солнце относится к звездам G класса в соответствии с гарвардской классификацией. В соответствии с классификацией Анджело Секки Солнце так же, как Арктур и Капелла, это желтый карлик II класса. В отличие от других звезд, находящихся в десятках, в сотнях световых лет от нашей планеты, наше светило располагается практически рядом. Землю от Солнца отделяет 150 млн. км — ничтожное расстояние по сравнению с колоссальными расстояниями, которые преобладают во Вселенной.

Ближайшая к Солнцу звезда — красный карлик Проксима Центавра — находится на расстоянии 4 световых лет. Мы находимся вдалеке от туманностей и звездных скоплений, которые являются самыми беспокойными областями галактики. Такое расположение обеспечивает спокойное движение Солнца по своей орбите уже 14 млрд. лет, с тех пор как образовалась галактика Млечный Путь и наша Вселенная в целом. Скорость движения звезды по орбите вокруг галактического центра составляет 200 км в секунду.

По земным меркам 150 млн. километров — это большое расстояние. Однако даже на таком удалении мы в полной мере ощущаем тепло, которое излучает Солнце. Свет нашей звезды идет к нам 8 секунд и продолжает греть и освещать нашу планету. Все дело в размерах нашей звезды. Несмотря на то, что наше светило относится к нормальным звездам, со средней массой, его масса превосходит в 700 раз массу всех небесных тел Солнечной системы. Размер солнечного диска сегодня определен и составляет 1 млн. 392 тыс. 20 км. Это в 109 раз больше диаметра Земли.

Какого цвета Солнце на самом деле?

Ответ на вопрос «Какого цвета Солнце на самом деле?» кажется очевидным – желтого. Чтобы убедиться в этом, достаточно в ясный день поднять глаза на голубое небо и увидеть яркий желтый круг… Но не все так просто, как кажется на первый взгляд.

Истинный цвет Солнца – белый. Но звезда кажется нам желтым из-за атмосферы нашей планеты. Дело в том, что белый цвет Солнца получается в результате сочетания световых волн разной длины. И если разложить волны по одной, то получится своеобразная радуга – длина каждой волны будет обозначать свой цвет. Чем короче длина волны, тем больше вероятность, что световая волна натолкнется на молекулу газа в атмосфере и отскочит в другом направлении, иначе говоря, рассеется. Зато длинноволновые цвета без проблем обходят молекулы газов и добираются до сетчатки нашего глаза. Если посмотреть на картинку внизу становится понятно, почему мы наблюдаем Солнце желтее, чем оно есть на самом деле. Синий и фиолетовые цвета рассеиваются, а красный и желтый доходят до поверхности.

Если же Солнце клонится к закату, то его лучи направлены к земной поверхности по касательной, и им нужно преодолеть гораздо большее расстояние через атмосферу. Соответственно, ещё больше световых волн будут рассеяны атмосферой и до нас дойдут самые стойкие и самые красные цвета.

Куда девается цвет коротких световых волн? Он рассеивается в слоях атмосферы в различных направлениях множество раз, потому небо и принимает синий оттенок. Чем выше от земли, тем вокруг становится темнее – молекул газов, рассеивающих свет, становится меньше. Теперь мы знаем, почему наше небо голубое.

Но ведь, судя по картинке с длинами, волны фиолетового цвета короче волн синего или голубого цвета. Почему тогда наше небо не фиолетовое? Здесь большую роль играют уже наши глаза, которые намного чувствительнее воспринимают оттенки голубого цвета, нежели фиолетового. Кроме того, большинство фиолетовых лучей рассеиваются ещё в верхних слоях атмосферы.

Как видно из статьи, чтобы ответить на простые, казалось бы, вопросы, вроде «Какого цвета Солнце?» или «Почему небо голубое?», человечеству пришлось далеко продвинуться в своих знаниях по физике, химии и астрономии. Современная наука помогает нам по-новому взглянуть на привычные вещи, о которых люди, жившие несколько веков назад, даже не задумывались.

Это интересно: светофоры, аварийные лампочки и всевозможные сигнальные маячки не зря светятся красным. Именно этот цвет меньше всего рассеивается в земной атмосфере.

Иллюстрация: PaulPaladin | bigstockphoto.com

Если вы нашли ошибку, пожалуйста, выделите фрагмент текста и нажмите Ctrl+Enter.
comments powered by HyperComments

Происхождение Солнца, его жизнь и смерть

Наше светило родилось вместе с другими звездами более 4-5 млрд. лет назад. Родильным домом для Солнца стало газовое облако, которое образовалось в результате колоссальных по своим масштабам космических катаклизмов. По одной из версий, облака газа появились в результате Большого Взрыва, который потряс пространство. По своему составу газопылевые облака состояли на 99% из атомов водорода. Лишь 1% приходился на атомы гелия и другие элементы. Весь этот набор элементов под действием сил гравитации получил необходимый импульс и стал плотно сжиматься в одну субстанцию.

Чем быстрее росла масса, тем быстрее становилась скорость вращения. Атомы соединялись в крупные соединения, образуя молекулярный водород и гелий. В результате физических процессов и стремительного вращения в центре облака сложилось шарообразное образование. Появилась протозвезда — древнейшая форма, которая предшествует последующему образованию полноценной звезды. Первоначальное количество космического газа превышало нынешние размеры нашей Солнечной системы. В дальнейшем под воздействием гравитационных сил звездное вещество стало плотно сжиматься, увеличивая массу будущей звезды.

Вместе с уменьшением размеров протозвезды, увеличивалось давление внутри звездной субстанции. Это в свою очередь привело к стремительному росту температуры внутри газового образования. Высокая плотность и температура в 100 млн. Кельвина запустили процесс термоядерного синтеза водорода.

Термоядерная реакция порождает огромное количество тепловой и световой энергии, которая распространяется от внутренних областей Солнца к его поверхности. Ежесекундно с его поверхности улетучивается в открытый космос более 4 млн. тонн. Учитывая, что наша звезда существует уже не один миллиард лет и продолжает светить без видимых и существенных изменений, можно сделать вывод — запасы водорода у нашего Солнца колоссальны. Когда этот запас исчерпается, остается только догадываться, занимаясь математическими вычислениями. Судя по расчетам ученых, Солнце будет еще так же греть и светить десяток миллиардов лет, пока не закончатся запасы термоядерного топлива.

По мере угасания интенсивности термоядерных процессов начинается заключительная фаза жизни звезды. Плотность звезды уменьшится, а вот ее размеры значительно увеличатся. Вместо желтого карлика Солнце станет Красным гигантом. Достигнув этой стадии, наша звезда покинет главную последовательность и будет спокойно ждать своей смерти. Человечеству не дождаться финала этой драмы, так как гигантское Красное Солнце уничтожит своим огнем практически все живое на нашей планете. Поверхность огромного красного диска раскалиться до температуры 5800 К. Радиус Солнца станет больше в 250 раз по сравнению с нынешними значениями.

Постепенно температура поверхности будет снижаться, а звезда будет увеличиваться в размерах. Заметно вырастет и ее светимость, в 2700 раз по сравнению с нынешней яркостью. Первыми исчезнут Меркурий и Венера. Планета Земля неизбежно через десятки миллиардов лет прекратит свое существование. Атмосфера планеты под влиянием солнечного ветра исчезнет, вода испарится и поверхность планеты превратится в раскаленную каменную глыбу.

В такой фазе наше светило будет пребывать несколько десятков миллионов лет. После того, как температура в центре солнечного ядра достигнет значений 100 миллионов по Кельвину, запустится процесс горения гелия и углерода. Новый виток цепных реакций окончательно истощит Солнце. Сильно уменьшившаяся масса звезды не сможет удерживать внешнюю оболочку, которую пульсирующие термоядерные процессы развеют в пространстве. На месте красного гиганта образуется планетарная туманность, в центре которой останется ядро бывшей звезды — белый карлик. Другими словами, через десятки миллиардов лет наше гостеприимное светило превратится в маленький плотный и горячий объект размерами с нашу планету. В таком состоянии звезда будет пребывать еще довольно длительное время, медленно умирая и тлея.

Строение и структура Солнца

Близость Солнца позволяет получить представление о его строении и структуре, получить данные о том, как работает этот естественный термоядерный реактор и какие в нем происходят процессы. Интересным будет разобрать структуру, которая состоит из следующих компонентов:

  • ядро;
  • зона лучистой энергии;
  • конвективная зона;
  • тахоклин.

Далее начинаются слои солнечной атмосферы:

  • фотосфера;
  • хромосфера;
  • протуберанцы.

Звезда не является твердым телом, ввиду того, что мы имеем дело с раскаленным газом, плотно сжатым в сферическую область. При таких температурах существование любого вещества в твердом виде физически невозможно. Яркий свет и тепло, излучаемые Солнцем, являются следствием тех же процессов, с которыми человек столкнулся при создании атомной бомбы. Т.е. материя под действием огромного давления и высоких температур преобразуется в энергию. Основным топливом является водород, который в составе Солнца составляет 73,5-75%, поэтому основным источником тепла является процесс термоядерного синтеза водорода, сосредоточенный главным образом в ядре, центральной части звезды.

Солнечное ядро составляет ориентировочно 0,2 солнечного радиуса. Именно здесь идут главные процессы, за счет которых Солнце живет и снабжает световой и кинетической энергией окружающее космическое пространство. Процесс переноса лучистой энергии от центра звезды к верхним слоям осуществляется в зоне лучистого переноса. Здесь фотоны, стремящиеся от ядра к поверхности, перемешиваются с частицами ионизированного газа (плазмой). За счет этого происходит обмен энергией. В этой части солнечного шара располагается особая зона – тахоклин, которая отвечает за образование магнитного поля нашей звезды.

Далее начинается самая масштабная область Солнца — конвективная зона. Эта область составляет почти 2/3 солнечного диаметра. Один только радиус конвективной зоны практически равен диаметру нашей планеты – 140 тыс. километров. Конвекция представляет собой процесс, при котором плотный и разогретый газ равномерно распределяется по всему внутреннему объему звезды по направлению к поверхности, отдавая тепло следующим слоям. Этот процесс происходит беспрерывно и его можно видеть, наблюдая за поверхностью Солнца в мощный телескоп.

На границе внутренней структуры и атмосферы звезды находится фотосфера — тонкая, всего 400 км глубиной, оболочка. Именно ее мы и видим при своих наблюдениях за Солнцем. Фотосфера состоит из гранул и неоднородна по своей структуре. Темные пятна сменяются яркими участками. Такая неоднородность связана с разным периодом остывания поверхности Солнца. Что касается невидимой части спектра поверхности нашего светила, то в этом случае мы имеем дело с хромосферой. Это плотный слой атмосферы Солнца, и его можно видеть только во время солнечного затмения.

Наиболее интересными солнечными объектами для наблюдения являются протуберанцы, которые по виду напоминают длинные волокна, и солнечная корона. Эти образования являются гигантскими выбросами водорода. Возникают протуберанцы и перемещаются по поверхности Солнца с огромной скоростью — 300 км/с. Температура этих петлей превышает отметку 10 тыс. градусов. Солнечная корона представляет собой внешние слои атмосферы, которые по толщине превышают диаметр самой звезды в несколько раз. Точной границы у солнечной короны нет. Ее видимая граница является только частью этого огромного образования.

Завершающим этапом солнечной активности является солнечный ветер. Этот процесс связан с естественным истечением звездного вещества через внешние слои в окружающее космическое пространство. Солнечный ветер в основном состоит из заряженных элементарных частиц — протонов и электронов. В зависимости от цикла солнечной активности скорость солнечного ветра может быть различной от 300 км в секунду до отметки в 1500 км/с. Эта субстанция распространяется по всей солнечной системе, оказывая влияние на все небесные тела нашего ближнего космоса.

Примерно такую структуру имеют и другие звезды, входящие в главную последовательность. Другие небесные светила, которые мы наблюдаем на ночном небосклоне, могут иметь другую структуру. Различия могут состоять только в массе звезды, которая в данном случае является ключевым фактором для звездной активности.

§ 120. Солнце (окончание)

Глава 16. Солнце и звезды

В фотосфере видна зернистая структура, получившая название грануляции (рис. VI на цветной вклейке). Характерные угловые размеры гранул, напоминающих по виду рисовые зерна, составляют 1—2′, но линейные их размеры достигают тысяч и более километров. Наблюдения показывают, что грануляция находится в непрерывном движении и изменении. Гранулы живут от 5 до 10 мин, а потом на их месте появляются новые. В центре более яркой и горячей части гранулы происходит подъем из-под фотосферы более горячего вещества и опускание под фотосферу более темного и холодного вещества, окаймляющего гранулу. Скорость подъема и опускания газа составляет около 1 км/с, а разница между температурой горячего и холодного вещества близка к 300 К. Таким образом, грануляция на Солнце указывает на то, что энергия в фотосферу поступает из более глубоких и горячих слоев Солнца путем конвекции.

На ярком фоне фотосферы наблюдаются темные пятна. На рисунке VI цветной вклейки показан участок фотосферы с пятном. Размеры солнечных пятен могут превышать 10 000 км! Такие крупные пятна хорошо видны даже невооруженным глазом (конечно, только сквозь темный светофильтр).

На фоне ослепительно яркой фотосферы пятно кажется нам черным. Однако измерения показали, что яркость пятен в 5—10 раз меньше яркости окружающей фотосферы, а их реальный цвет — красноватый. По этим измерениям оказалось, что температура пятен около 4000 К.

Наблюдения показали наличие сильного магнитного поля в пятнах. В некоторых пятнах магнитная индукция достигает 0,5 Тл, в то время как в среднем в фотосфере она составляет 10-4—10-5 Тл.

На рисунке IX цветной вклейки показана фотография Солнца, полученная во время полного солнечного затмения. На снимке хорошо видна внешняя часть солнечной атмосферы — корона, имеющая вид лучистого жемчужного сияния, яркость которого в миллион раз меньше яркости фотосферы. Солнечная корона прослеживается до расстояний в десять и более радиусов Солнца.

Солнечная корона нагрета до температуры около 2 • 106 К. При такой температуре вещество короны представляет собой полностью ионизованную плазму, излучающую в рентгеновском диапазоне. И действительно, при наблюдениях в рентгеновские телескопы, которые установлены на космических астрономических обсерваториях за пределами земной атмосферы, солнечная корона представляется в полной красе, в то время как поверхность Солнца (фотосфера) практически не видна.

Во время полных солнечных затмений на краю Солнца, во внутренних слоях солнечной короны, наблюдаются протуберанцы — струи горячего вещества, имеющие вид выступов и фонтанов. Некоторые из них — спокойные протуберанцы — в течение многих часов висят над солнечной поверхностью, другие — эруптивные

(взрывные) — внезапно с огромной скоростью взлетают над поверхностью, быстро поднимаются до высоты в десятки и даже сотни тысяч километров и так же быстро падают вниз.

Из короны в межпланетное пространство истекает непрерывный поток частиц (протонов, ядер гелия, ионов, электронов), называемый солнечным ветром. Частицы солнечного ветра покидают солнечную корону со скоростью около 800 км/с, поэтому солнечное притяжение не может их удержать. Вблизи Земли скорость солнечного ветра достигает 500 км/с.

Солнечная активность. Количество солнечных пятен меняется с периодом около 11 лет. На рисунке 16.1 показано наблюдаемое изменение числа пятен на Солнце с начала XVII в. Когда наблюдается максимальное число пятен, то говорят о максимуме солнечной активности. В годы максимума солнечной активности значительно возрастает число мощных протуберанцев, в такт с солнечной активностью меняется и форма солнечной короны. Одним из самых значительных проявлений солнечной активности являются солнечные вспышки, во время которых выделяется колоссальная энергия — в течение десятка минут выделяется энергия до 1025Дж. Наблюдения со спутников установили, что во время солнечных вспышек происходит резкое увеличение ультрафиолетового излучения, появляется мощное рентгеновское и гамма-излучение. Датчики быстрых заряженных частиц, установленные на искусственных спутниках, показали, что при мощных солнечных вспышках в межпланетное пространство выбрасываются с огромными скоростями, иногда доходящими до 100 000 км/с, мириады частиц, обладающих большой кинетической энергией и получивших название солнечных космических лучей. Их основной состав — ядра атомов водорода, гелия, а также электроны.

Вспышки и другие проявления солнечной активности оказывают значительное влияние на физические условия в земной атмосфере и околоземном космическом пространстве и, как следствие, на биологические явления.

Астрономы не только взвесили Солнце, но и измерили температуру его поверхности и светимость. Наземные и космические исследования позволили изучить солнечную атмосферу и обнаружить проявления солнечной активности.

Вопросы к параграфу

1. Какую освещенность создает Солнце на поверхности Земли (солнечная постоянная)?

2. Что указывает на существование конвекции внутри Солнца?

3. Чему равен период солнечной активности и как она себя проявляет?

Следующая страница >>>

Особенности нашей звезды

Как и все нормальные звезды, которых во Вселенной большинство, Солнце является основным объектом нашей планетарной системы. Огромная масса звезды и ее размеры обеспечивают баланс гравитационных сил, обеспечивая упорядоченное движение небесных тел вокруг нее. На первый взгляд наше светило ничем особенным не отличается. Однако за последние годы сделан ряд открытий, которые позволяют утверждать об уникальности Солнца. К примеру, Солнце дает на порядок меньше излучения в ультрафиолетовом диапазоне, чем другие однотипные звезды. Другая особенность заключается в состоянии нашей звезды. Солнце относится к переменным звездам, однако в отличие от своих сестер по космосу, которые меняются интенсивность и яркость света, наше светило продолжает светить ровным светом.

Также оно выделяет огромное количество энергии, при этом видимыми являются только 48% этого количества. Невидимое человеческому глазу инфракрасное излучение составляет 45% энергии Солнца. Из всего того огромного количества солнечного излучения наша планета получает совсем крохи, около половины миллиардной доли, однако этого вполне хватает для поддержания баланса, создавшихся на Земле условий.

Гарвардская спектральная классификация

Ещё в начале 20 века в Гарварде была придумана классификация, позднее она дополнялась, но главная идея осталась — спектральные типы обозначаются буквами латинского алфавита. Последовательность выглядит следующим образом:

Q — P — W — O —B — A — F — G — K — M

Первые три буквы (QPW) разберём чуть позже, а последовательность (OBAFGKM) запомните сразу. Сделать это легко, астрономы-учёные уже давно придумали мнемонические образы как на русском, так и на английском языках. В оригинале звучит так: Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me. В русском эквиваленте вариант такой: Один Бритый Англичанин Финики Жевал Как Морковь. И последний вариант, тоже русский, но для упрощённого детского восприятия (читается в обратном порядке): Морковь Кажется Жирафу Фруктом, А Бегемоту Овощем.

Давайте чуть подробнее остановимся на каждом из классов звёзд.

Спектральный класс звёзд

Класс O

Звёзды имеют очень высокую температуру (30-60 тысяч К), о чём свидетельствует большая интенсивность ультрафиолетовой области. Звёзды имеют ярко выраженный голубой оттенок. Больше всего тёмных спектральных линий в крайней левой фиолетового цвета части спектра (если смотреть на изображение спектра выше). Типичные звёзды этого класса — Дзета в созвездии Корма, Лямбда Ориона, Кси Персея.

Класс B

Температура поверхности звезды колеблется в диапазоне от 10 до 30 тысяч К. Имеют голубовато-белый цвет. Самый типичный представитель — звезда Спика (в созвездии Дева). Также Ригель и Эпсилон Ориона.

Класс A

Температура от 7500 до 10000 К. Белого цвета. Линии водорода достигают наибольшей интенсивности. Яркими представителями являются звёзды Вега и Сириус.

Класс F

Температура лежит в диапазоне 6000 — 7500 К. Происходит ослабление линий водорода и усиление линий ионизированных металлов: кальций, титан, железо. Цвет ярко-жёлтый. Знаменитые звёзды — Процион в созвездии Малый Пёс и Канопус в созвездии Киль.

Класс G

Температура на поверхности равна 5000 — 6000 К. Содержится большое количество ионизированного кальция. Цвет жёлтый. Звезда Солнце относится к этому классу.

Класс K

Температура уже не превышает 5 тысяч К и лежит в диапазоне от 3500 до 5000 К. Цвет светло-красный. К этому классу относятся звёзды Арктур в созвездии Волопас и Альдебаран в Тельце.

Класс M

Звёзды с минимальной температурой равной 2000 — 3500 К. На спектре линии металлов ослабевают. Цвет ярко-красный, иногда тёмно-оранжевый. К этому классу относится знаменитая звезда Бетельгейзе в созвездии Орион.

Дополнительные классы Q, P, W

Буквой Q обозначаются спектральные классы новых звёзд (молодых).

Буквой P — классы спектров планетарных туманностей.

Буквой W обозначаются спектры звёзд типа Вольфа-Райе — очень горячие звёзды, температура превышает звёзды O класса и достигает 100 тысяч К.

Для более детального разделения на классы были введены подклассы. Каждый класс, за исключением O, делится на 10 подклассов, которые обозначаются цифрами от 0 до 9 и ставятся после буквы основного класса. Спектральный класс O делится на меньшее количество подклассов: от 4 до 9,5. Наше Солнце с учётом подкласса имеет вид — G2 и температуру поверхности (фотосферы) равную 5780 К.

Не запутались ещё? Тогда углубимся ещё.

Если спектр звезды обладает дополнительными особенностями, к обозначению класса добавляются дополнительные символы (индексы). Если присутствуют эмиссионные линии, ставится буква е (B5e). Звезды-сверхгиганты часто отличаются глубокими узкими линиями. Это отмечается буквой с (cF0). Интенсивность избранных линий поглощения даёт нам возможность судить о светимости звезды и определить, является ли она гигантом (перед спектральным классом ставится индекс γ) или карликом (индекс δ). Другие особенности в спектре звезды, нетипичные для данного спектрального класса, отмечаются буквой р — пекулярные (А6р).

Два последних индекса связаны с осевым вращением звезды, которое приводит к размытию и расширению спектральных линий: индекс n — диффузные линии, s — резкие линии.

Рейтинг
( 1 оценка, среднее 4 из 5 )
Понравилась статья? Поделиться с друзьями: