Главная
страница 1
Лабораторная работа № 4
СПЕКТРЫ И СВЕТИМОСТЬ ЗВЕЗД
Цель работы. Изучение классификации звездных спектров и определение светимости звезд.

Пособия: гарвардская классификация звездных спектров, щелевые спектрограммы звезд.

Теоретическая часть



Спектральная классификация. Звезды имеют непрерывные спектры, на которые накладываются абсорбционные спектральные линии поглощения. В спектрах некоторых звезд, кроме того, наблюдаются яркие эмиссионные линии. Спектры звезд различаются количеством и интенсивностью наблюдаемых спектральных линий, а также распределением энергии в непрерывном спектре.

Спектральная классификация начала разрабатываться еще до того, как было объяснено возникновение звездных спектров. При этом сразу же стало ясно, что важнейшие ее особенности связаны с различием физических свойств звезд. Спектры большинства звезд эмпирически удалось расположить в виде последовательности, вдоль которой линии одних химических элементов постепенно ослабевают, а других — усиливаются. Сходные между собой спектры объединяются в спектральные классы. Тонкие различия между ними позволяют выделить между ними подклассы. Дальнейшие исследования показали, что звезды, принадлежащие различным спектральным классам, отличаются своими температурами.

Интенсивности некоторых спектральных линий в спектрах звезд настолько чувствительны к температуре, что ее можно оценить «на глаз» по одному только внешнему виду спектрограммы, не производя специальных фотометрических измерений. Количественным критерием принадлежности звезды к тому или иному спектральному классу или подклассу является отношение интенсивностей отдельных спектральных линий. Среди линий, используемых для этих целей — линии гелия, водорода, линия K ионизованного кальция и линия 4227 Å нейтрального кальция.

Этот принцип спектральной классификации впервые был применен в начале ХХ столетия в Гарвардской обсерватории США. Гарвардская классификация звезд легла в основу современной спектральной классификации. В гарвардской классификации спектральные классы обозначены буквами латинского алфавита.


Для плавного перехода особенностей одного спектрального класса в особенности другого, каждый спектральный класс разбит на 10 подклассов, которые обозначаются цифрами от 0 до 9 после буквенного обозначения класса (например: B0, B1, B2, …, B9, A0, A1, …).

Спектральные классы O, B, A, F называются «ранними», G, K и M — «поздними». Разветвление спектральной последовательности связано с тем, что звезды класса C имеют спектр такой же, как и звезды класса G5 – K5. Однако они содержат сильные полосы соединений углерода. Спектры звезд класса S отличаются от спектров звезд класса M наличием полос окисей редких земель — циркония, иттрия и лантана.

В спектрах некоторых очень горячих звезд, достигающих температуры 100 000 К, наблюдаются яркие линии излучения. Эти звезды называются звездами Вольфа-Райе и обозначаются WN и WC в зависимости от элементов, к которым принадлежат линии излучения.

Описание спектральных классов


Класс О. Наиболее интенсивные линии ионизованного гелия и многократно ионизованных некоторых других элементов. Наблюдаются слабые линии нейтрального гелия и водорода. Цвет звезд голубоватый.

Класс В. Линии нейтрального гелия достигают максимальной интенсивности. Хорошо видны линии водорода и некоторых ионизованных элементов. Цвет голубовато-белый.

Класс А. Линии водорода достигают наибольшей интенсивности. Хорошо видны линии ионизованного кальция, наблюдаются слабые линии других металлов. Цвет звезд белый.

Класс F. Линии водорода становятся слабее. Усиливаются линии ионизованных металлов. Цвет желтоватый.

Класс G. Водородные линии не выделяются среди многочисленных линий металлов. Очень интенсивны линии ионизованного кальция. Цвет звезды желтый. Типичный пример — Солнце.


Класс К. Линии водорода не заметны среди очень интенсивных линий металлов. Цвет звезды красноватый.

Класс М. Красные звезды. Линии металлов ослабевают. Наблюдаются полосы поглощения молекул окиси титана и других молекулярных соединений.

Абсолютная звездная величина и светимость звезд. Абсолютной звездной величиной M называется звездная величина, которую имела бы звезда, находясь от нас на расстоянии 10 парсек (пк).
или (4.1)
где m – видимая звездная величина, r – расстояние до звезды, π – годичный параллакс звезды.

При определении звездных величин из наблюдений измеряется только та часть излучения, которая прошла через атмосферу Земли. Часть же излучения, особенно в ультрафиолетовой и инфракрасной областях, поглощается атмосферой Земли. Для учета этого поглощения вводится болометрическая поправкаMb, которая вычисляется теоретически с учетом условий прохождения через атмосферу разных участков спектра. Эта поправка прибавляется к абсолютной звездной величине.


, (4.2)
где Mb – болометрическая абсолютная звездная величина.

Светимостью L называется энергия, излучаемая всей поверхностью звезды в единицу времени. Формула Погсона позволяет связать абсолютные звездные величины со светимостями:
,
где L1 и L2 – светимости звезд с абсолютными звездными величинами M1 и M2. Светимость звезд принято выражать в единицах солнечной светимости, т.е. светимость Солнца считают равной единице ( = 1). Тогда светимость звезды L в единицах солнечной светимости равна
или (4.3)
С учетом болометрической поправки формулы (4.3) примут вид
или (4.4)
Зная светимость Солнца Дж/с в энергетических единицах, можно найти и светимость звезд в этих же единицах.

Показатель цвета. Различные приемники излучения, применяемые в астрономии, неодинаково чувствительны к различным цветам. Глаз наиболее чувствителен к зеленому цвету (λ = 5550 Ǻ), обычная фотографическая эмульсия чувствительна к синим лучам (λ = 4400 Ǻ, Δλ =1000 Ǻ) или к ультрафиолетовым (λ = 3500 Ǻ, Δλ = 500 Ǻ). Следовательно, определяемая звездная величина зависит от приемника излучения.

Разность между значениями звездных величин в двух различных цветовых интервалах называется показателем цвета CI. Наиболее точные значения CI определяют на основе фотоэлектрических измерений блеска звезды в ультрафиолетовой (U), синей (B) и желтой (V) областях спектра. Эти измерения позволяют ввести два показателя цвета: ультрафиолетовый (UB) и основной (BV). Блеск звезды в синих лучах (B) можно считать примерно равным фотографической звездной величине mp, блеск звезды в желтых лучах (V) — визуальной звездной величине mv. Тогда CI = mpmv.

Абсолютная звездная величина M и светимость L получают свое название (визуальная, фотографическая и др.) по соответствующему названию видимой звездной величины m звезд и Солнца, положенной в основу вычислений M и L. Связь между визуальными, фотографическими звездными величинами осуществляется через показатели цвета.

Диаграмма, связывающая абсолютные звездные величины звезд M (светимость lg L) с их спектральными классами (температурами T) (диаграмма спектр-светимость, см. рис.4.1) была построена в начале XX столетия нидерландским астрономом Э.Герцшпрунгом и американским астрономом Г.Ресселом. Поэтому эта диаграмма еще называется диаграммой Герцшпрунга-Рессела.


Рис.4.1. Диаграмма спектр-светимость

Эта диаграмма позволила разделить звезды по классам светимости.


Класс светимости

Последовательности

II



III

IV

V



VI

VII


Яркие сверхгиганты

Сверхгиганты

Яркие гиганты

Гиганты


Субгиганты

Карлики


Субкарлики

Белые карлики


Класс светимости указывается после спектрального класса звезды. Например, наше Солнце — звезда класса G2V (желтый карлик).



Практическая часть

1. Сравнивая спектры звезд, полученные щелевым спектрографом, со спектрами гарвардской классификации, определить к каким спектральным классам относятся спектры звезд (по вариантам): 1) δ Орла, ε Дельфина, μ Большой Медведицы, β Ворона; 2) μ Близнецов, γ Водолея, ξ Лебедя, η Волопаса; 3) α Змееносца, ε Волопаса, ξ Близнецов, δ Ориона; 4) α Лиры, σ Кормы, ζ Геркулеса, κ Дракона; 5) η Геркулеса, δ Скорпиона, R Гидры, γ Девы; 6) τ4 Эридана, ε Большой Медведицы, β Близнецов, δ Персея; 7) β Овна, γ Дракона, σ Ориона, η Стрельца; 8) β Андромеды, μ Девы, δ Кассиопеи, α Большой Медведицы.

При отождествлении спектров обратите особое внимание на интенсивность линий поглощения водорода (Hβ, Hγ, Hδ, Hε).

2. По спектральному классу, используя таблицу 4.1 приложения, оцените температуру, показатель цвета (B – V) звезд. Полученный результат сравните с данными по исследуемым звездам, которые приведены в таблице 4.3 приложения.

3. Используя данные таблицы 4.3 (видимую звездную величину V, параллакс π), вычислите абсолютные звездные величины (4.1) учтите болометрическую поправку ∆Mb (таблица 4.2 приложения) по формуле (4.2) и найдите светимости изучаемых звезд (4.4). .

4. Найдите по диаграмме «спектр-светимость» (рис.4.1) абсолютные звездные величины изучаемых звезд по их спектральному классу и классу светимости. Сравните с результатом Ваших вычислений абсолютных звездных величин.



Отчет о работе № 4
Спектры и светимость звезд


Цель работы. Изучение классификации звездных спектров и определение светимости звезд.
Вариант №

1 – 2.


Звезда


По спектрам звезд

По таблице 4.2

Сп. Класс

Т, К

(B–V)

Сп.класс,

класс св.



Т, К

(B–V)




















3 – 4.



Звезда

V

π

M

Mb

Mb

Lb

M по диаграмме

























Контрольные вопросы

1. Какие критерии лежат в основе спектральной классификации звезд? Назовите спектральные классы звезд. Чем объясняется наблюдаемое различие в спектрах?

2. Нарисуйте диаграмму «спектр-светимость» и укажите классы светимостей.

3. Зная спектральный класс звезды, какие ее физические характеристики можно определить?

4. Что такое абсолютная звездная величина? Получите формулу (4.1). Вычислите абсолютную звездную величину Солнца.

5. Что характеризует болометрическая поправка?

6.Что называется показателем цвета? Какая система показателей цветов принята в настоящее время?

7. Что называется светимостью звезды? Как определяется светимость звезд? Как определить светимость Солнца?

8. Что характеризует класс светимости звезды?

9. Как можно найти расстояние до звезды, используя диаграмму «спектр-светимость»?

10. Видимая звездная величина Луны в полнолуние – 12,6m а Солнца

– 26,7m. Во сколько раз Солнце ярче Луны?



Библиографический список

1. Бакулин П.И. и др. Курс общей астрономии. М., Наука, 1977. Гл.VII, § 106.

2. Дагаев М.М. и др. Астрономия. М., Просвещение, 1983. Гл. IV, § 84.

3. Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии. М., УРСС, 2004. Гл.10, §§ 10.3, 10.4.

4. Методы астрофизических исследований. Составитель Воробьева Э.Н. Самара, СамГУ, 1997. §§ 3, 4, 9, 10, 11.

Приложение

Таблица № 4.1 Средние значения температуры Т, показателей цвета CI

и (B –V)


Спектр.

класс


Главная последовательность

Гиганты и сверхгиганты.

T, K

CI

B-V

T, K

CI

B-V

O5

35000

– 0,50

– 0,45

35000

– 0,50

– 0,45

B0

21000

– 0,45

– 0,31

21000

– 0,45

– 0,31

B5

15500

– 0,39

– 0,17

15500

– 0,39

– 0,17

A0

11000

– 0,15

0,00

11000

– 0,15

0,00

A5

9800

0,00

+ 0,16

9800

0,00

+ 0,16

F0

8600

+ 0,12

+ 0,30

8600

+ 0,12

+ 0,30

F5

7500

+ 0,

+ 0,45

7500

+ 0,26

+ 0,45

G0

6500

+ 0,42

+ 0,57

5700

+ 0,42

+ 0,57

G5

5400

+ 0,64

+ 0,70

5000

+ 0,64

+ 0,70

K0

4700

+ 0,89

+ 0,84

4300

+ 0,89

+ 0,84

K5

4000

+ 1,20

+ 1,11

3600

+ 1,20

+ 1,11

M0

3600

+ 1.30

+ 1.39

3400

+ 1.30

+ 1.39

M5

3000

+ 1,80

+ 1,61

2800

+ 1,80

+ 1,61

Таблица № 4.2. Болометрические поправки ∆Mb



Спектр


Mb



Спектр


Mb

Гл. последовательность

Гиганты

Сверхгиганты

B0

– 2,70

F5

– 0,04

– 0,08

– 0,12

B5

– 1,58

F8

– 0,05

– 0,17

– 0,28

A0

– 0,72

G0

– 0,06

– 0,25

– 0,42

A5

– 0,31

G2

– 0,07

– 0,31

– 0,52

F0

– 0,09

G5

– 0,10

– 0,39

– 0,65

F2

– 0,04

G8

– 0,10

– 0,47

– 0,80





K0

– 0,11

– 0,54

– 0,93

K2

– 0,15

– 0,72

– 1,20

K3

– 0,31

– 0,89

– 1,35

K4

– 0,55

– 1,11

– 1,56

K5

– 0,85

– 1,35

– 1,86

M0

– 1,43

– 1,55

– 2,2

M1

– 1,70

– 1,72

– 2,6

M2

– 2,03

– 1,95

– 3,0

M3

– 2,35

– 2,26

– 3,6

M4

– 2,7

– 2,72

– 3,8

M5

– 3,1

– 3,4

– 4,0

Таблица № 4.3. Сведения о звездах




Звезда

α1900

δ1900

V

Спектр

B – V

π

β Андромеды

1h0,41m

+ 36005′

2,09m

M0 III

+ 1,61m

0,043″

β Близнецов

7 39,2

+ 28 16

1,16

K0 III

+ 1,01

0,100

μ Близнецов

6 16,9

+ 22 34

2,76

M3 III

+ 1,75

0,016

ξ Близнецов

6 39,7

+ 13 00

3,28

F5 III

+ 0,42

0,049

α Большой Медведицы

10 57,6

+ 62 17

1,80

K0 III

+ 1,06

0,031

ε Большой Медведицы

12 49,6

+ 56 30

1,78

A0 V

– 0,02

0,067

μ Большой Медведицы

10 16,4

+ 42 00

3,00

M0 III

+ 1,52

0,032

γ Водолея

22 16,5

– 1 53

3,88

A0 V

– 0,07

0,038

η Волопаса

13 49,9

+ 18 54

2,70

G0 IV

+ 0,59

0,112

ε Волопаса

15 11,5

+ 33 41

3,50

G8 III

+ 0,95

0,028

β Ворона

12 29,1

– 22 51

2,68

G5 II

+ 0,87

0,027

ζ Геркулеса

16 37,5

+ 31 47

2,82

G0 IV

+ 0,64

0,100

η Геркулеса

16 39,5

+ 39 07

3,45

G5 III

+ 0,92

0,048

R Гидры

13 24,2

– 22 46

3,5










γ Девы

12 36,6

– 00 54

2,75

F0 V

+ 0,35

0,095

μ Девы

14 37,8

– 05 13

3,89

F5 III

+ 0,37

0,039

ε Дельфина

20 28,4

+ 10 58

3,95

B5 V

– 0,12

0,012

γ Дракона

17 54,3

+ 51 30

2,22

K5 III

+ 1,52

0,022

κ Дракона

12 29,2

+ 70 20

3,84

B5 III

– 0,11

0,011

α Змееносца

17 30,3

+ 12 38

2,08

A5 III

+ 0,15

0,056

δ Кассиопеи

1 19,3

+ 59 43

2,67

A5 V

+ 0,14

0,032

σ Кормы

7 26,1

– 43 06

3,31

M0

+ 1,45

0,018

ξ Лебедя

21 01,3

+ 43 32

3,90

K5 Ib

+ 1,7

0,006

α Лиры

18 33,6

+ 38 41

0,04

A0 V

0,00

0,121

β Овна

1 49,1

+ 20 19

2,62

A5 V

+ 0,14

0,064

δ Орла

19 20,5

+ 02 55

3,37

F0 IV

+ 0,32

0,059

δ Ориона

5 26,9

– 00 22

2,19

O9 III

– 0,21

0,010

σ Ориона

5 33,7

– 02 39

3,73

O9 V

– 0,24

0,004

δ Персея

3 35,8

+ 47 28

3,03

B5 III

– 0,14

0,012

δ Скорпиона

15 54,4

– 22 20

2,30

B0 IV

– 0,14

0,011

τ Стрельца

18 10,9

– 36 47

3,17

M3 II

+ 1,50

0,024

τ4 Эридана

3 15,1

– 22 07

3,73

M5

+ 1,58

0,009


Примечание. V – видимая звездная величина звезды в системе U, B, V.


Смотрите также:
Лабораторная работа №4 спектры и светимость звезд
213.94kb.
1 стр.
Задание №4 по астрономии для учащихся 9–11 классов Вопросы, подлежащие усвоению Звезды
26.7kb.
1 стр.
Лабораторная работа №10. 9 Магнитные спектры инструкция к выполнению измерений и исследований. Бланк отчета
105.5kb.
1 стр.
Лабораторная работа по химии, физике, биологии, т е. по естественно-научным предметам. На уроках русского языка и литературы термин «лабораторная работа»
261.84kb.
1 стр.
Лабораторная работа №8 кривая блеска переменной звезды цель работы. Изучение методов фотометрии переменных звезд
172.78kb.
1 стр.
Лабораторная работа №5 Лабораторная работа выполняется согласно выбранной теме курсовой работы!!! Количество таблиц в бд: от 4 до 6
46.6kb.
1 стр.
Лабораторная работа №1 Построение детерминированного синтаксического анализатора
278.71kb.
1 стр.
Лабораторная работа №1 Установка и настройка сетевой карты. Лабораторная работа №2 Восстановление компьютера после сбоя.
58.29kb.
1 стр.
Лабораторная работа Введение в разработку Winrt-приложений на html/JavaScript
473.51kb.
4 стр.
Лабораторная работа №1 по курсу "Информационная безопасность" Лабораторная работа №1
118.45kb.
1 стр.
Ю. А. Головин, инженер
97.85kb.
1 стр.
Лабораторная работа 9-01 Лабораторная Шонин В. А. работа 9-01 Использование табличной верстки для создания Web-страниц
446.97kb.
1 стр.