Gwiazdy

0:0
Gdy spojrzymy na nocne, pogodne niebo gdzieś poza miastem, w oczy rzucają się przede wszystkim gwiazdy. Wydaje się, że są głównym składnikiem Wszechświata. Jeśli chodzi o materię świecącą, to jest to prawda. Świecąca materia co prawda stanowi niewielki ułamek całkowitej masy Wszechświata, ale ponieważ o materii ciemnej wiadomo niewiele, albo jeszcze mniej, zajmiemy się gwiazdami, tym bardziej, że jednej z nich – Słońcu – zawdzięczamy energię do życia.
Z ogromnej wiedzy o gwiazdach wybierzemy podstawowe wiadomości o ich najprostszych własnościach: masie, temperaturze, jasności, rozmiarach. Trochę o budowie i ewolucji. Zajmiemy się też sposobami wyznaczania od-ległości do gwiazd.


Masy gwiazd



Masa gwiazdy jest wielkością, która ma decydujący wpływ na jej losy. Przede wszystkim od masy właśnie zależy, jaką drogę ewolucyjną przebędzie gwiazda w ciągu swego życia.
Jest to wielkość trudna do wyznaczenia. Bezpośrednio da się to zrobić dla gwiazd podwójnych, a najlepiej dla zaćmieniowych. Gwiazda podwójna to w gruncie rzeczy dwie gwiazdy, które obiegają środek masy po orbitach eliptycznych pod wpływem sił grawitacyjnych. Znając okres obiegu gwiazd wokół siebie i rozmiary ich względnej orbity można wyznaczyć masy gwiazd (dokładniej: sumę mas obydwu gwiazd. Aby wyznaczyć masy po-szczególnych składników należy przeprowadzić dodatkowe obserwacje). Wyznaczenie okresu obiegu jest proste. Z większymi trudnościami związane jest wyznaczenie rozmiarów orbit gwiazd. Należy znać odległość gwiazdy od Słońca, co nie jest łatwe (o tym w paragrafie…), oraz kątowe rozmiary orbity (trzeba umieć mierzyć bardzo małe kąty). Istnieją pośrednie sposoby mierzenia mas gwiazd (na podstawie jasności na przykład) ale są one obarczone dużą niepewnością.
Masy gwiazd zawierają się w przedziale od 0,08 mas Słońca do 100-200 mas Słońca (górna granica nie jest dokładnie znana). Obiekty mniej masywne niż 0,08 mas Słońca nie stają się gwiazdami, bo zbyt małe temperatury wnętrza nie pozwalają na rozpoczęcie reakcji termojądrowych, co jest koniecznym warunkiem uznania za gwiazdę. Gwiazd o masach większych niż 100-200 mas Słońca dotychczas nie zaobserwowano i nie wiadomo, czy są na to fizyczne ograniczenia, czy jest to spowodowane warunkami powstawania gwiazd.

Jasność gwiazd



Gwiazdy różnią się jasnością. Każdy, kto widział rozgwieżdżone niebo uzna, że to raczej banalna konstatacja. Mniej banalne jest pytanie, czy wynika to z różnej rzeczywistej jasności gwiazd (czyli różnej mocy promieniowania), czy raczej ich różnej od nas odległości. Okazuje się, że w grę wchodzą obydwa te czynniki.
Od początków astronomii ludzie porównywali jasności gwiazd i starali się je mierzyć. Hipparch podzielił gwiazdy na 6 wielkości: gwiazdy pierwszej wielkości były najjaśniejsze, drugiej nieco mniej jasne itd. Najsłabszym widocznym gwiazdom przypisał szóstą wielkość. Później, gdy powstała astronomia współczesna, nowe sposoby wyrażania jasności gwiazd próbowano uzgodnić ze starymi i powstała w ten sposób dość dziwaczna dla laika wielkość określająca obserwowaną jasność gwiazdy zwana wielkością gwiazdową (z wielkością gwiazdy nie mająca nic wspólnego). Jednostką wielkości gwiazdowej jest magnitudo. Norman Pogson zauważył, że da się starą klasyfikację jasności pogodzić z nową, jeśli się przyjmie, że stosunek jasności (rozumianej jako ilość energii, która w jednostce czasu dociera do oka) między gwiazdami o wielkości gwiazdowej różniącej się o 5 magnitudo, wynosi 100. Oznacza to, że stosunek jasności gwiazd o wielkości gwiazdowej różniącej się o 1 magnitudo wynosi około 2,51 (pierwiastek piątego stopnia ze 100). W takiej właśnie skali wyraża się jasności obserwowane (blask) gwiazd do dziś. W tabeli mamy wielkości gwiazdowe kilku przykładowych ciał niebieskich i zasięgów rozmaitych przyrządów optycznych (do jakiej wielkości gwiazdowej obiekty dany przyrząd może obserwować). Zauważcie, że im jaśniejszy jest obiekt, tym mniejszą liczba wyraża się jej wielkość gwiazdowa.

Słońce (czytaj: –26,7 magnitudo)
Księżyc w pełni
Wenus (w maksimum blasku)
Syriusz
Wega
zasięg nieuzbrojonego oka
zasięg lornetki
zasięg teleskopu o średnicy zwierciadła 5 m (wizualny)
zasięg teleskopu o średnicy zwierciadła 5 m (fotograficzny)
zasięg teleskopu o średnicy zwierciadła 5 m (CCD)
zasięg teleskopu Hubble’a


Stosunek jasności Słońca do najsłabszego obiektu obserwowanego przez teleskop Hubble’a wynosi, jak nietrudno obliczyć około . Świeczka zapalona na Księżycu i obserwowana z Ziemi miałaby .
W ten sposób określona jasność gwiazdy ma niewielki związek z rzeczywistą jasnością gwiazdy. Gwiazda dość słaba może się nam wydawać jasna, bo jest blisko, a potężnie świecąca może wyglądać niepozornie z powodu znacznego oddalenia. Aby można było ocenić, która z gwiazd jest rzeczywiście jasna należałoby umieścić w jednakowej odległości od Ziemi, ale na to się raczej nie zapowiada. Dopiero gdy znamy odległość od gwiazdy możemy obliczyć jej jasność rzeczywistą.
Umówiono się, że miarą rzeczywistej jasności gwiazdy będzie jej wielkość gwiazdowa widziana z odległości 10 parseków (jest to jednostka odległości w astronomii – jej definicja będzie później – wynosząca około 30 bilionów kilometrów). Taką wielkość gwiazdową będziemy nazywać wielkością absolutną. Absolutna wielkość gwiazdowa Słońca wynosi . Absolutne wielkości gwiazdowe najjaśniejszych gwiazd sięgają . Oznacza to, że widziana z odległości 30 bilionów kilometrów świeci około 5 razy jaśniej niż Księżyc w pełni. Wielkość absolutna jest związana z wielkością obserwowaną i odległością gwiazdy zależnością:

M – wielkość gwiazdowa absolutna
m – wielkość gwiazdowa obserwowana
r – odległość gwiazdy w parsekach

Temperatura



Jeśli masz czuły wzrok i nie jesteś daltonistą, wyjdź w rozgwieżdżoną noc, a pewnie uda Ci się zobaczyć, że gwiazdy mają różne barwy. Szczególnie wyraźna jest czerwona barwa takich gwiazd jak Betelgeza, Antares lub pomarańczowa Aldebarana, czy wreszcie żółta Capelli. Różne barwy gwiazd biorą się stąd, że gwiazdy mają różne temperatury.
Skąd znamy temperatury gwiazd? Wydawać by się mogło, że jest to dość prosty pomiar. Należy światło jakie do nas od gwiazdy dociera wzmocnić za pomocą teleskopu, rozszczepić za pomocą pryzmatu lub (częściej) siatki dyfrakcyjnej. Otrzymujemy w ten sposób widmo gwiazdy. Następnie badamy, gdzie jest maksimum promieniowania gwiazdy i korzystamy z prawa Wiena. No, aż tak proste to to nie jest. Przede wszystkim prawo Wiena jest słuszne dla ciała doskonale czarnego. Gwiazdy nie świecą jak ciała doskonale czarne. Ten sposób może dać nam jedynie przybliżoną wartość temperatury. Inny sposób, to pomiar energii otrzymywanej przez gwiazdę. Jeśli znamy odległość do gwiazdy i jej promień, to możemy obliczyć energię emitowaną przez gwiazdę z jednostki powierzchni w jednostce czasu i po zastosowaniu prawa Stefana – Boltzmanna obliczyć jej temperaturę. Temperaturę tak wyznaczoną nazywamy temperaturą efektywną. Ten sposób daje się zastosować w nielicznych przypadkach. Są jeszcze inne sposoby oparte na porównaniu natężenia światła emitowanego przez gwiazdę w różnych długościach fali lub na ocenie stopnia jonizacji pierwiastków zawartych w gwieździe. Otrzymujemy nieco inne wyniki, które nazywamy temperaturą barwną lub jonizacyjną. Jak widać problem pomiaru temperatury gwiazdy jest złożony pod względem pomiarowym oraz niejednoznaczny, jeśli chodzi o uzyskane wyniki.
Zakres temperatur powierzchni gwiazd to (dla gwiazd najczęściej występujących) od około 3000 K do 50 000 K. Są jednak gwiazdy o niższej temperaturze jak i gwiazdy gorętsze (100 000 K a nawet 200 000 K).

Typ widmowy



Rozszczepione światło gwiazdy zwane jej widmem jest najbogatszym źródłem informacji o tym, jakie są jej własności i budowa.
W widmach gwiazd widzimy widmo ciągłe (tak jak w świetle słonecznym) oraz linie widmowe pozwalające na identyfikacje występujących w gwieździe pierwiastków. W większości widm gwiazdowych są to linie absorpcyjne, które powstają w wyniku pochłaniania światła pochodzącego z wnętrza gwiazdy w jej warstwach powierzchniowych.
Astronomowie zauważyli, że widma gwiazd są różnorodne, ale dają się pogrupować w typy mające cechy wspólne. Szczególne zasługi w dziele klasyfikacji gwiazd pod względem ich widm położyła Annie Jump Cannon. Zbadała ona około 200 000 widm gwiazd i pogrupowała w klasy zwane typami widmowymi. Okazało się, że głównym czynnikiem determinującym wygląd widma jest temperatura gwiazdy.
Oto tabela z zasadniczymi typami widmowymi cechami widm i temperaturami im odpowiadającymi.

typ widmowytemperatura (K)barwacechy widmaprzykład gwiazdy
Ood 25 000 do 50 000niebieskobiałasilne linie zjonizowanego helu, linie wielokrotnie zjonizowanych ciężkich pierwiastków, słabe linie wodoru i Orionis
Bod 11 000 do 25 000niebieskobiałaumiarkowane linie neutralnego helu, linie pojedynczo zjonizowanych ciężkich pierwiastków, umiarkowane linie wodoruRigel
Aod 7500 do 11 000białabardzo słabe linie neutralnego helu, linie pojedynczo zjonizowanych ciężkich pierwiastków, silne linie wodoruSyriusz, Wega
Fod 6 000 do 7500żółtobiałalinie pojedynczo zjonizowanych ciężkich pierwiastków, linie neutralnych metali, umiarkowane linie wodoruProcjon, Canopus
God 5000 do 6000żółtalinie pojedynczo zjonizowanych ciężkich pierwiastków, linie neutralnych metali, linie wodoru stosunkowo słabeSłońce, Capella
Kod 3500 do 5000pomarańczowalinie pojedynczo zjonizowanych ciężkich pierwiastków, silne linie neutralnych metali, linie wodoru słabeAldebaran
Mponiżej 3500czerwonasilne linie neutralnych atomów, umiarkowane pasma cząsteczkowe, linie wodoru bardzo słabeBetelgeza, Antares


Uwaga! W astronomii metal, to pierwiastek cięższy niż hel.
Należy podkreślić, że w zewnętrznych warstwach gwiazd zdecydowanie dominującym pierwiastkiem jest wodór, zatem brak linii wodoru lub ich małe natężenie nie świadczy o małej zawartości wodoru w danej gwieździe. W zbyt dużych temperaturach wodór jest zjonizowany i nie jest w stanie pochłaniać światła, wobec czego nie produkuje linii absorpcyjnych. W zbyt niskich fotony średnio mają za małą energię by mogły być pochłonięte przez wodór i też linii absorpcyjnych nie widać.
Poza tymi głównymi typami są jeszcze inne, uzupełniające zasadniczą klasyfikację.
• W – gwiazdy Wolfa – Rayeta (temperatury powierzchniowe 100 000 K)
• R, N, C – gwiazdy węglowe
• S – gwiazdy cyrkonowe (duża zawartość cyrkonu)
• L – gwiazdy z dużą zawartością litu
• T, Y – gwiazdy bardzo chłodne (1000 K)
• Q – gwiazdy nowe
• P – mgławice planetarne
Poniższy rysunek pokazuje jak wyglądają widma gwiazd poszczególnych typów.

Podobne

Nie jesteś zalogowany!

Inne materiały z tej kategorii

TESTY

Nie znaleziono żadnych materiałów.

ZADANIA


Ruch ciał niebieskich. 1.02
Sławomir Jemielity, poziom: średni, 1

Ruch ciał niebieskich. 1.03
Sławomir Jemielity, poziom: łatwy, 1


FILMY

Nie znaleziono żadnych materiałów.


Autorem "Gwiazdy" jest Sławomir Jemielity.
Zabrania się kopiowania, rozpowszechniania i udostępniania materiałów zawartych w Serwisie.

Serwis SOFIZMAT nie odpowiada za treść umieszczanych materiałów, grafik, komentarzy oraz wszelkich innych wpisów pochodzących od użytkowników serwisu.

Korzystanie z witryny www.SOFIZMAT.pl oznacza zgodę na wykorzystywanie
plików cookie, z których niektóre mogą być już zapisane w folderze przeglądarki.