План-конспект Надя Кискинова астрофизика …

СПЕКТРАЛЕН АНАЛИЗ

В началото на ХVІІ век основоположникът на съвременното ествествознание великият Исак Нютон разлага светлината чрез триъгълна призма и установява, че тя се състои от 7 основни цвята.

Астрономията е наблюдателна наука. Това, което идва като информация от безкрайността на Космоса и се долавя от човешкото око е светлината. Нютон пророкува, че този, който внимателно и настойчиво ще разложи и изучи светлината на далечните светещи обекти, ще събере богати плодове от своя труд, ще се доближи до тяхната природа.

Фраунхофер изследва спектъра на планетите и Луната, като открива същите тъмни линии и в тях. Това не било толкова неочаквано в средата на ХVІІІ век, а поредното доказателство, че тези обекти виждаме, защото те отразяват слънчевата светлина.

Въз основа на тази зависимост, Кирхоф формулира три емпирични правила или видове спектри:

• 
  непрекъснат спектър или континуум – така излъчва горещ непрозрачен газов, течен или твърдотелов източник под високо налягане;
  

• 
  линеен емисионен спектър – така излъчва горещ газ под ниско налягане. Върху черен фон – цветни емисионни линии, като броят и дължината им зависят от химичния състав на идточника;
  

• 
  линеен абсорбционен спектър - когато източник на непрекъснат спектър се наблюдава през слой от по-студен газ с по-ниско налягане. Броят и дължината на абсорбционните линии зависят от химическия състав на слоя по-студен газ над източника на непрекъснатия спектър. Така изглежда не само слънчевия, но и всеки друг звезден спектър.
  

Изучавайки слънчевия спектър през 1968 г., англичанинът Джоузеф Локер открива близо до линията на натрия още една линия, която дълго оставала неотъждествена с известен химичен елемент. Известно време някои приемали, че това е линия на химичен елемент, срещан само на Слънцето и го нарекли хелий от Хелиос, както гърците наричали Слънцето. Едва през 1895 г. хелият бил открит в състава на земните минерали.

30 години след полагане основите на спектралния анализ от Кирхоф и Бунзен, Араго успял да докаже, че звездите са газови кълбета, изучавайки поляризацията на светлината от края на слънчевия диск и звездните затъмнения на двойни звезди. Това дало основание да се привлекат физичните закони, описващи състоянието на идеален газ за определяне на основни характеристики на звездите. Представата за звездите като газови кълбета не е точна, но това станало ясно доста по-късно – едва през 40-те години на следващия ХХ век, когато се заговорило за плазменото състояние на веществото. При високи температури нараства кинетичната енергия на електроните и те се откъсват от “своето” атомно ядро. Като цяло плазмата е електрически неутрална – броят на отрицателните заряди на електроните и положителни заряди на атомните ядра е еднакъв, но е достатъчна малка промяна на магнитното поле и хаотично движещите се сред атомните ядра електрони получават насочено движение. В плазмата протича ток, чиито промени водят до по-съществени промени на магнитното поле и т.н. Плазменото състояние на слънчевото и звездно вещество обяснява техните активни процеси, но това е станало възможно по-късно. Във втората половина на ХІХ век и представата за звездите като газови кълбета била достатъчна, за да започне развитието на тяхното проучване.

Американският физик Джонатан Лейн, стремейки се да надникне в звездните недра, предполага че огромните газови кълбета са в равновесие поради нарастване на налягането в дълбочина. Разполагайки с определени експериментални данни за количеството енергия, излъчвана от нагрети газове, Лейн дава доста завишена оценка за температура и налягане на слънчевата повърхност. Поради неразработени физични теории за излъчване на нагрети тела, други автори пък дават доста занижени оценки за налягането и температурата.

Друг раздел на физиката, получил мощен тласък на развитие в края на ХІХ век, дава точен метод за получаване на една от основните характеристики на зевздите – температурата на излъчващата им повърхност. Термодинамиката използва свой идеализиран модел за абстракция от огромното разнообразие от физични свойства на реалните тела. Абсолютното черно тяло е в идеално термодинамично равновесие. Неговите свойства зависят единствено и само от температурата му.
Важен принос за развитие на астрофизиката са трудовете на австрийците Йозеф Стефан и асистентът му Лудвиг Болцман, в които те стигат до зависимостта на количеството излъчената енергия за единица време от единица площ от повърхността на абсолютно черно тяло от 4-тата степен на температурата му. Това е така известният закон за излъчване на абсолютно черно тяло на Стефан-Болцман:

ε = σ . Т*4
където σ = 5,67.10*/-8/ W/m*2 .K*4

и се нарича константа на Стефан-Болцман

В този случай L е светимостта на звездата.

За изчисляване светимостта на Слънцето помага още едно понятие – слънчевата константа. Това е пълната електромагнитна енергия, излъчена от Слънцето, която пада перпендикулярно върху 1 квадратен метър от земната повърхност за 1 секунда. Тя е 1370 W/m², а светимостта му възлиза съответно на L☺= 3,8.10*26 W.

Максимумите на кривите на излъчване на абсолютно черно тяло се изместват към по-малките дължини на вълната с увеличаване на температурата му.

Реалната зависимост между тези две величини за Слънцето най-добре съответства на излъчване на абсолютно черно тяло от 6 000°. Така е измерена температурата на слънчевата повърхност и тази на другите звезди.
Според закона на Вин, колкото по-студена е повърхността на една звезда, толкова е по-голяма дължината на вълната на излъчването й, т.е. тя има червен цвят и обратно – най-горещите звезди са синьо-бели. Така цветът на звездите говори за температурата на излъчващата им повърхност.

СПЕКРАЛНА КЛАСИФИКАЦИЯ НА ЗВЕЗДИТЕ

В края на ХІХ век с развитие на фотографията и приложението й в астрономическите наблюдения, започнали да се трупат документираните спектри на звезди. Разнообразието било огромно. Всъщност, няма две звезди с еднакви спектрални характеристики. Спектрите на звездите ги идентифицират така, както пръстовите отпечатъци на човешките индивиди.

През 1862 г. американският астроном Резерфорд разделил спектрите на ярките звезди на 3 групи:

• 
  спектри с ивици и линии;
  
• 
  спектри като на Сириус и
  
• 
  спектри като на Спика и Регул.
  

По-убедителна класификация предложил Секи, отделяйки групата на “жълтите” като Слънцето звезди от тези на “белите” звезди с малко линии на метали , “червените” звезди като Антарес с няколко тъмни ивици в спектъра си и “интензивно червените” звезди с по-широки тъмни ивици на метали.

Фогел разделил звездите на силно нагрети бели, жълти и червени звезди.

През 1883 г. той публикува първия каталог на звездните спектри на 4051 звезди до 7,5 звездна величина с деклинация между 20 и -1°.
Медик по образование, Хенри Драйер отделял от свободното си време за шлифоване на огледала за телескопи и заснемане на звездни спектри. През 1872 г. именно той за първи път получава снимка на спектъра на Вега.

При наблюдение на слънчево затъмнение в Скалистите планини, Драйер получава възпаление на белите дробове и умира на 45 години. Съпругата му предава всички собственоръчно изработени уреди, резултатите от наблюденията му и определена сума на Харвардския университет за продължаване на работата на Драйер по съставяне на каталог на звездните спектри. И той излиза в 9 тома през 1924 г. с данни за звездните величини и спектрите на 225 300 звезди.

Едновременно с работата по съставяне на каталозите под ръководството на Пикеринг, някои се опитвали да разработят и спектрална класификация на звездите. Отначало били въведени 16 спектрални класа, обозначени с латински букви от А до Q.

Антония Мори от Харвардската обсерватория предложила спектралните класове да се намалят като брой и да бъдат обозначавани с римски цифри от І до ХІІ, а впоследствие през 1897 г. ги свела до 7 основни спектрални класа с обозначения, които и досега се използват:

O – B – A –F –G – K –M

За по-лесно запомняне последователността на спектралните класове всеки може да си състави акроним. Интересното е, че колкото е по-безсмислен, по-лесно се помни като:

O – B – A –F –G – K –M

или

Нашето Слънце е причислено към звездите от спектрален клас G и е от 2-ри подклас – G2.

Харвардската спектрална класификация сега е общоприета, а към основните спектрални класове са добавени още C – сходни на К и М, но без ивици на титаниевия окис, затова пък със силни молекулярни ивици на въглерод и негови съединения – т.н. въглеродни звезди и S , които се отличават от М звездите по наличието на ивици на оксиди на някои редки метали.

Звездите Волф-Райе – WR – са обособени в отделни спектрални класове, тъй като се отличават с наличието на широки емисионни спектрални линии на йонизиран хелий HeІІ и йонизирани азот, въглерод и кислород. Те са преди клас О и са разделени на два типа: звезди WR с линии на СІІ, СІІІ, СІV, ОІІ, ОІІІ, ОІV, ОV или WC и звезди WR с линии на NІІІ, NІV, NV или WN.

Въведени са спектрални класове за планетарните мъглявини Р и на Новите звезди Q:

C

І

P, Q, WC, WN O – B –A – F – G – K – M

І

S

Използват се малки латински букви за обозначаване на различни особености като наличие на емисионни линии с е , n за наличие на широки и размити линии, s за ярки тесни линии, k за наличие на междузвездна К-линия. А буквите g и d пред спектралния клас означават, че звездата е джудже или гигант.

Харвардската спектрална класификация е едномерна - само според температурата на излъчване или цвета на звездите:

O – B – A –F –G – K –M

30 000° …………. 6 000°… 3 000°

През 1953 г. бе разработена друга двумерна Йеркска класификация, в която освен спектралните класове са въведени класове на светимост, обозначавани с римски цифри. По светимостта на звездите може да се съди за големината на излъчващата им повърхността или размерите:

І – свръхгиганти, които се подразделят на Іа, І ав и І в класове;

ІІ – ярки гиганти;

ІІІ – нормални гиганти;

ІV – субгиганти;

V – нормални джуджета от Главната последователност;

VІ – субджуджета;

VІІ – бели джуджета.

През 1905 г. датският астроном Ейнар Хершпрунг и малко по-късно, през 1913 г. американският астрофизик Хенри Ръсел построяват диаграма, където съпоставят абсолютната звездна величина или светимостта с спектъра, цвета или температурата на излъчваща повърхност на звездите от близките разсеяни звездни купа и на тези в близките околности на Слънцето, до които били известни разстоянията.

Това е т.н диаграма спектър-светимост или диаграма Хершпрунг-Ръсел, която се оказала особено информативна за разкриване еволюцията на звездите.

Оказало се, че звездите не са хаотично пръснати в пространството на такава диаграма. Голяма част от звездите – 90% се разположили в ивица, наречена Главна последователност, в горната лява част на която се разполагат звездите бели и сини гиганти, в средната са звездите като Слънцето – жълти джуджета и в долната дясна част – червените джуджета. Вдясно горе над Главната последователност са малкото на брой огромни, но студени червени гиганти и свръхгиганти. Успоредно на Главната последователност малко под нея е ивицата на субджуджетата, а в долната лява част на диаграмата е петното на белите джуджета, където са почти 10% от останалите звезди.

Така изглежда “моментната снимка” на звездното разнообразие в околослънчевите области и сега, когато са включени много повече звезди, до които е известно разстоянието, а следователно светимостта им. Тъй като Слънцето не е на някакво специално особено място в Галактиката, приема се че такава е диаграмата спектър-светимост на други места в Галактиката, идентични с това на нашата звезда.

Самите автори на диаграмата спектър-светимост се досетили, че такова разпределение дава не просто звездното разнообразие в пространството, но и във времето. С други думи, такава картина говори за определен етап в развитието на звездите.

Според теорията за звездната еволюция на английският астрофизик Локер в края на ХІХ век и развите в по-ранните работи на американският теоретик Лейн, звездата през първата половина от живота си се свива и може да се опише със законите на идеален газ, но през втората половина от живота си, когато продължава нейното свиване, състоянието й не може да се опише със законите на идеален газ. Диаграмата спектър-светимост поразила Ръсел с предвижданията от тази теория на Локер-Лейн. Горната, хоризонтална ивица на червените гиганти напомняла ръзвитието на звездата в първата половина от живота й. Различните етапи, през които преминава – с придвижването й отгоре надолу по Главната последователност. Скоро обаче се оказало, че именно звездите от Главната последователност може да се опишат чрез уравненията на идеален газ. Ръсел, както Джинс и Едингтон разбрали, че не единствено в гравитационното свиване на звездите е техният енергиен източник.

Диаграмата Хершпрунг-Ръсел има еволюционен смисъл, но еволюцията на звездите се оказала много по-сложна, отколкото изглеждало в началото.

ДИАГРАМА МАСА-СВЕТИМОСТ и още…

През 1924 г. Едингтон, разработвайки теорията на термоядрените реакции като основен източник на енергия на звездите, установява, че светимостта на повечето от звездите от Главната последователност е пропорционална на 4-тата степен на масата им:

L ~ M*4

Всъщност, такава е зависимостта маса-светимост за звезди от спектрални класове от F, G и K. Тук степенният показател α = 4.

Степенният показател в общата зависимост

L/L☺= (M/M☺)* α

Тъй като 90% от звездите са върху Главната последователност, може да се приеме, че α = 3,5 или

L/L☺= (M/M☺)*3,5



Диаграма маса-светимост
Подобна на тази зависимост между масата и светимостта има между радиусите и масите на звездите от Главната последователност:

R/R☺ = (M/M☺)¾

а също и за температурите и масите им:

Т/Т☺ = (M/M☺)*0,6

• 
  колкото по-висока е светимостта на една зведзда, толкова по-голяма е масата.
  
• 
  Възрастта на звездите обаче влияе доста по-силно върху стойността на радиуса при дадена маса – колкото по-стара е една звезда, толкова по-голям е нейният радиус.
  
• 
  И колкото е по-малка масата на звездата от Главната последователност, толкова е по-ниска температурата й и спектралният й клас става “По-късен” /К или М/.
  

Както животът на всяко живо същество и човека, така животът на звездите има три основни етапа:

• 
  Формиране /раждане, детство, юношество/ – протозвезда;
  

• 
  Зрялост /зряла възраст/ - звезда от Главната последователност;
  

• 
  Краен стадий /старост, смърт и след смъртта…/ - звезда над и под Главната последователност или с толкова екзотични характеристики, които е трудно да бъдат изобразени върху диаграмата спектър-светимост.
  

На първоначалния и краен стадий от живота на звездите са посветени отделни теми.

Ако в стадия на протозвезда температурата и плътността в недрата нарастват поради гравитационното свиване, то в зрелия стадий в звездните недра се разгарят термоядрените реакции. Това става, когато температурата там нарасне до около 8-10 милиона К. На налягането на външните слоеве на звездата вече се противопоставя излъчваната енергия от термоядрените реакции. Настъпилото равновесие поддържа звездата през по-голямата част от живота й върху Главната последователност. Следователно, Главната последователност е геометричното място на точки, описващи положението на звезди с различни маси в този период от живота им, когато енергията се освобождава в резултат на изгаряне на водорода в централните им области.

Зрелият стадий в развитието на звездите е различен по продължителност и зависи единствето от масата на звездата:

Звездите с най-голяма маса имат най-кратък живот – от порядъка на само стотина милиона години. Те имат най-бурната и драматична съдба в крайните си стадии и завършват живота си, експлоадирайки като свръхнови, разрушавайки се изцяло или продължавайки да съществуват като екзотични звездни остатъци – неутронни звезди и черни дупки.

Звездите с маса като слънчевата имат спокоен и дълъг живот от около десетина милиарда години, умират бавно, превъплъщавайки се от жълто джудже в червен гигант, планетарна мъглявина и бяло джудже.

Най-дълго живеят малкомасивните червени джуджета, за голяма част от които стадият на протозвезда е започнал отдавна и продължава досега.