Чем массивнее звезда тем меньше ее температура
Температура звезд и от чего она зависит
Как известно, температура внутри звезд очень высокая. Ведь благодаря ей и запускаются термоядерные реакции. При сжатии молекулярного облака гравитационными силами происходит нагрев, который при достаточной массе молекул всё увеличивается и увеличивается. Так, начинается синтез гелия из водорода или, проще говоря, рождается звезда.
Несмотря на то, что все облака состоят из молекул водорода, они отличаются друг от друга количеством его частиц. В итоге получается разная масса протозвезд. Хотя процесс формирования светил примерно одинаковый.
Главным образом, температура звезд повышается при их начальном образовании, а затем при реакциях, происходящих в их ядре. В свою очередь, тепло, производимое в центральной части светила, поднимается и в его верхние слои (то есть на поверхность). А так как у разных тел она разная в недрах, соответственно, она отличается и на поверхности.
От чего зависит температура звезды
В действительности, она обуславливается двумя основными факторами.
Во-первых, уровнем производимой ядром энергии. По данным учёных, ядро разогревается до 15 млн градусов. Однако излучается только тепло, полученное в результате термоядерных реакций. А вот энергия от гравитационного сжатия остаётся в самом центре.
Температура поверхности звезд напрямую зависит от силы внутренних процессов, а также какие элементы в них задействованы. Например, если происходит синтез не только гелия из водорода, но и синтез с участием тяжёлых элементов, то и излучающая энергия будет в разы больше. Как следствие, поверхностный нагрев увеличится.
А во-вторых, важное значение имеет площадь поверхности, которая излучает внутреннюю энергию. Дело в том, что звёздные объекты производят и в то же время отдают энергию в космическое пространство. И сколько они её отдадут, зависит от внешней оболочки, то есть от излучаемой поверхности.
Когда у звёзд расширяются внешние границы, увеличивается и ядро. А чем оно плотнее, тем горячее. Но так лишь внутри, а снаружи (в фотосфере) такие звезды имеют низкую температуру. Проще говоря, чем больше площадь, тем больше энергетический расход.
Помимо этого, прослеживается связь размеров, масс, светимостей и температур звёздных объектов. К примеру, чем массивнее звёздное тело, тем выше его светимость, а значит и нагрев. Стоит отметить, что температура звезды определяет её цвет. Взаимосвязь характеристик светил отображена на диаграмме Герцшпрунга-Расела.
Диаграмма Герцшпрунга — Рассела
Как видно, спектральные классы отличаются между собой набором характеристик.
Как определить и в чем измеряется температура звезд
Стоит отметить, что для данной характеристики используют эффективную величину нагретости тела. Другими словами, насколько горячий объект, настолько он излучает энергию. В случае со звёздными телами, их накал даёт характеристику светимости.
А вот для определения эффективной температуры звезд применяют закон Стефана-Больцмана. Он гласит, что мощность излучения нагретого тела прямо пропорциональна площади поверхности и температуры четвёртой степени.
P=σST⁴
где σ — это постоянный коэффициент 5,7*10-8,
S — площадь, а P — излучаемая мощность.
На самом деле, определяется температура звезд в Кельвинах (К). Правда, можно перевести в градусы Цельсия (С).
Какие температуры поверхности могут иметь звезды
По оценке учёных, показатели отдельных светил разные. Более холодные обладают теплом 2000-5000 К, средняя температура (у жёлтых и оранжевых) тел составляет 5000-7500 К, а горячие представители достигают значений 7500-80000 К.
Наос (самая горячая звезда)
Какие звезды имеют самую низкую температуру
Наименьшую температуру поверхности имеют звезды красных цветов. Правда, называть их холодными не совсем точно. Потому как их нагретость равняется 2000-3000К.
Звезда Барнарда (одна из самых холодных звёзд)
У какого типа звезд наибольшая температура
Как вы думаете, какая температура на поверхности самых горячих звезд?
Между прочим, наиболее жаркие светила имеют голубой или белый цвет. Хотя самый высокий уровень у синих. Только вдумайтесь, их уровень тепла может достигать 40000К.
Итак, мы выяснили, что температура и размеры звёзд могут быть разными. Вдобавок их характеристики связаны между собой.
Также очевидно, что температура в центре звезды отличается от температуры поверхности, которые они могут иметь. Это лишний раз доказывает, что каждый небесный объект уникален. Даже если одни его свойства схожи с другими телами, обязательно будет отличие в каком-либо другом параметре.
Основные характеристики звёзд
Разумеется, у любого тела в нашем мире есть определённый набор параметров, который отличает его от других тел. Собственно говоря, космические объекты не исключение. Вы знаете, какие-либо характеристики звёзд?
У них много общего между собой, но в то же время каждая, можно сказать, уникальна. Учёные на протяжении долгого времени изучали и следили за светилами и их жизнью. На основании многолетних исследований удалось выявить основные физические характеристики звёзд и их взаимосвязь.
Итак, основные характеристики звезд:
Светимость
Говоря про основные характеристики звезд, светимость, возможно, является самой главной. Поскольку данное свойство позволяет даже простому наблюдателю выделить на небе звёздное тело. А вот для опытного астронома этот показатель позволяет определить к какому типу принадлежит тело.
Светимость отражает связь между физическими и химическими характеристиками звезд.
Сириус (самая яркая звезда)
Температура
Температура звёздного тела зависит от его химического состава, который, как известно, со временем может меняться. Соответственно, вместе с ним изменяются и процессы, происходящие внутри. Что, в свою очередь, влияет на другие свойства и параметры объекта.
По законам термодинамики можно вычислить какая температура поверхности у светила. Для этого измеряют длину волны, что позволяет определить цвет звезды и её спектральный класс.
Наос (самая горячая звезда)
Массивность звезд
Кроме этого, все светила различаются по массе. Но по данному показателю классификация проще. Стоит отметить, что масса звезд рассчитывается по отношению к Солнечной массе. Так, на момент рождения различают светила малой, средней и большой массой.
Массивных звёзд в нашей Вселенной намного меньше, чем других.
Звезда R136a1 из туманности Тарантул (Одна из самых массивных звёзд)
Размер звезд
Наконец, размер, а если точнее радиус звёзд, имеет существенные отличия. И что важно, радиусы звезд меняются. Так как в процессе эволюции изменяется химический состав, от которого зависит дальнейшая судьба объекта. Проще говоря, возможно либо расширение, либо сжатие, что соответственно приведёт к увеличению или уменьшению размера.
UY Щита (Самая большая звезда)
Характеристика звезд и их взаимосвязь
Между прочим, все главные характеристики звезд тесно связаны между собой, и напрямую влияют на ход звёздной эволюции. Наиболее точно это описано в диаграмме Герцшпрунга-Рассела.
Диаграмма Герцшпрунга — Рассела
Как видно, светила располагаются на диаграмме в определённой последовательности.
Безусловно, характеристика и описание звезд не ограничиваются описанными величинами. Поскольку существуют и другие отличительные черты. Например, расстояние или возраст.
При изучении и рассмотрении отдельно взятого звёздного тела можно многое узнать про него. Ведь звёзды, как люди, их много, но каждый уникальный и неповторимый, у каждого свой жизненный путь.
Температура звезды
Возможно, вы не знали, что цвет звезды напрямую зависит от температуры небесного тела. Еще более удивительно, что наиболее холодные – красные, а максимально раскаленные – синие. Но цвет играет роль индикатора, а вот на саму температуру влияет масса. Внимательно изучите нижнюю таблицу и отметьте зависимость цвета звезды от температуры.
Если брать наиболее распространенный вид звезд, то это красные карлики. Их обычная масса достигает 7.5% солнечной (50% – максимум). Из-за этого они расходуют водородный запас очень медленно. Например, красный карлик при массе в 10% от солнечной способен просуществовать 10 триллионов лет. Согласитесь, это приличное число по сравнению с солнечными 12 миллиардами. Поверхностная температура повышается до 3500 Кельвинов.
Зависимость цвета звезды от ее температуры
Солнце – желтый карлик с поверхностной температурой 5800 Кельвинов. Из-за этого большая часть света высвобождается в желтом/белом свете. Пребывает в главной последовательности 4.5 миллиардов лет и пробудет в этой стадии еще примерно 7 миллиардов лет.
График зависимости цвета звезды от температуры ее поверхности
Максимально горячие звезды – синие. Их температурные показатели начинаются с отметки в 10000 К и могут достигать 40000 К. На поверхности накапливается такое огромное количество энергии, что их можно отнести к ультрафиолетовым звездам, чей свет не улавливается без использования техники. Выходит, что вы для определения температуры звезд можете использовать ее цвет, а затем уже ориентироваться по массе и прочим характеристикам.
Температура звезды
Звезды принадлежат к горячейшим объектам Вселенной. Именно высокая температура нашего Солнца сделала возможной жизнь на Земле. Но причина такого сильного нагрева звезд долгое время оставалась неизвестной людям.
Откуда в звезде берется жар?
Разгадка секрета высокой температуры звезды лежит внутри нее. Имеется в виду не только состав светила — в буквальном смысле весь накал звезды исходит изнутри. Ядро — это горячее сердце звезды, в котором происходит термоядерная реакция синтеза, самая мощная из ядерных реакций. Этот процесс является источником энергии для всего светила — тепло из центра поднимается наружу, а затем и в открытый космос.
Материалы по теме
Ядро звезды
Поэтому температура звезды сильно различается в зависимости от места измерения. К примеру, температура в центре ядра нашего Солнца достигает 15 миллионов градусов Цельсия — а уже на поверхности, в фотосфере, жар спадает до 5 тысяч градусов.
Но существует еще и звездная корона, самая верхняя часть атмосферы звезды. Ее температура необычайно высока в сравнении с нагревом нижних слоев — у Солнца она доходит до 900 тысяч – 1 миллиона градусов Цельсия. Точной причины такого скачка ученые еще не знают, но в нем явно замешано магнитное поле Солнца. Оно играют немалую роль в формировании итоговой температуры поверхности звезды — но об этом чуть дальше.
Солнце — это самая рядовая звезда во Вселенной, поэтому ее показатели температуры свойственны большинству видимых звезд. Однако, есть звезды погорячее: раскаленная поверхность звезд — голубых сверхгигантов, таких как Джета в созвездии Кормы, достигает 200 000 °C! Страшно представить, насколько высока температура в их ядре — нагрев переваливает за сотню миллионов градусов по Цельсию. Красные гиганты, наоборот, холоднее — их фотосфера разогревается всего до 2,5–3 тысяч градусов по Цельсию.
Как видно, цвет звезды непосредственно определяется ее температурой — чем горячее звезда, тем ближе ее свет к синему цвету. Критерий цвета-температуры является решающим при распределении звезд по спектральным классам. Также это один из главных факторов расположения светила в диаграмме Герцшпрунга-Рассела — по ней можно найти звезды с похожими характеристиками, а также определить возраст звезды.
Почему температура звезды такая разная?
Первичное объединение атомов водорода — первый шаг процесса ядерного синтеза
Действительно, отличия в нагреве ядра звезды и ее поверхности удивляют. Если бы вся энергия ядра Солнца распределится по звезде равномерно, температура поверхности нашего светила составит несколько миллионов градусов по Цельсию! Не менее поразительные отличия в температуре между звездами разных спектральных классов.
Все дело в том, что температуру звезды определяют два главных фактора: уровень излучения энергии ядром и площадь излучающей поверхности. Рассмотрим их подробнее.
Излучение энергии ядром
Хотя ядро накаляется до 15 миллионов градусов, не вся эта энергия передается соседним слоям. Излучается только то тепло, которое было получено от термоядерной реакции. Энергия гравитационного сжатия, несмотря на свою мощь, остается в пределах ядра. Соответственно, температуру верхних слоев звезды определяет только сила термоядерных реакций в ядре.
Различия тут могут быть качественные и количественные. Если ядро достаточно большое, в нем «сгорает» больше водорода. Этим путем энергию получают молодые и зрелые звезды размеров Солнца, а также голубые гиганты и сверхгиганты. Массивные звезды вроде красных гигантов тратят в ядерной «топке» не только водород, но и гелий, или даже углерод и кислород.
Материалы по теме
Каким образом светит Солнце
Процессы синтеза с ядрами тяжелых элементов дает намного больше энергии. В рамках термоядерной реакции синтеза, энергия получается за счет избыточной массы соединяющихся атомов. Во время протон-протонной реакции, которая происходит внутри Солнца, 6 ядер водорода с атомной массой 1 объединяются в одно ядро гелия с массой 4— грубо говоря, 2 лишних ядра водорода переходят в энергию. А когда «горит» углерод, сталкиваются ядра с массой уже 12 — соответственно, выход энергии куда больше.
Площадь излучающей поверхности
Однако звезды не только генерируют энергию, но и тратят ее. Следовательно, чем больше энергии звезда отдает, тем меньше ее температура. А количество отдаваемой энергии первоочередно определяет площадь излучаемой поверхности.
Истинность этого правила можно проверить даже в быту — белье сохнет быстрее, если его развесить пошире на веревке. А поверхность звезды расширяет ее ядро. Чем оно плотнее, тем выше его температура — и при достижении определенной планке, от накала зажигается водород вне звездного ядра.
Ядра красных гигантов очень плотные, поскольку там очень много гелия. Иногда он уже и сам «зажжен» термоядерной реакцией. Поэтому площадь их поверхности превышает площадь Солнца в десятки тысяч, а то и в миллион раз! Так что фотосфера даже самых больших красных гигантов в два раза холоднее поверхности Солнца.
Восход раскаленного красного гиганта в представлении художника
Различия в температуре на поверхности
Еще один важный пункт — некоторые места на поверхности одной и той же звезды могут иметь разную температуру. Перепады достигают нескольких тысяч градусов Цельсия! Все зависит от способа передачи энергии от ядра звезды. Астрофизики выделяют два основных — лучистый перенос и конвекцию:
Схема движения энергии в звезде солнечного типа
Размещение зон лучистого переноса и конвекции зависит от массы звезды. В звездах, масса которых меньше солнечной, преобладает только конвекция. Массивные светила переносят жар от ядра к внешним слоям конвекцией, а до самой поверхности — лучистым переносом.
У Солнца же все наоборот: энергия от ядра уходит в виде лучей, а потом уже выкидывается на поверхность конвективными потоками звездной плазмы. Там, в фотосфере, энергия Солнца снова превращается в свет — в том числе видимый человеческому глазу.
И именно благодаря конвекции на поверхности Солнца случаются перепады температуры. Места, в которых это происходит, выделяются еще и визуально. Три главных типа — это факелы, пятна и протуберанцы.
Пятна, факелы и протуберанцы
Как и факелы, так и пятна с протуберанцами на Солнце появляются благодаря магнитным полям звезды, пересекающим фотосферу в периоды повышенной активности. Факелы появляются на тех местах, где магнитные линии ускоряют конвективные потоки газов из глубин Солнца. Похожее происхождения имеют и протуберанцы — но зона выхода магнитного поля у них куда уже, а сила магнитных линий — больше. В пятнах, наоборот, магнитное поле тормозит процесс термопередачи — поэтому они тусклее и прохладнее.
В силу близости Солнца к нам, оно остается единственной звездой, на которой наблюдались такие явления. Но так как природа звезд очень схожа, астрономы предполагают наличие пятен и факелов на других светилах.
Похожие статьи
Понравилась запись? Расскажи о ней друзьям!
Чем массивнее звезда тем меньше ее температура
Невооруженным глазом и тем более при наблюдениях в бинокль или телескоп нетрудно заметить, что звезды различаются по цвету. Цвет звезд в значительной степени определяется температурой их видимой поверхности.
При хорошей остроте зрения на небе видно около 6000 звёзд, по 3000 в каждом полушарии.
РАССТОЯНИЯ ДО ЗВЁЗД
Расстояние до далёкого предмета можно определить, не добираясь до него физически. Нужно измерить направления на этот предмет с двух концов известного отрезка (базиса), а затем рассчитать размеры треугольника, образованного концами отрезка и удалённым предметом. Это можно сделать, потому что в треугольнике известна одна сторона (базис) и два прилежащих угла. При измерениях на Земле этот метод называют триангуляцией.
Годичным параллаксом звезды называется угол, под которым с неё был бы виден средний радиус земной орбиты, перпендикулярный направлению на звезду.
Параллаксы даже самых близких звёзд чрезвычайно малы, меньше 1″. Здесь требуются очень точные инструменты, поэтому не удивительно, что долгое время (до середины XIX в.) измерить параллаксы не удавалось. И разумеется, это было совершенно невозможно во времена Коперника, который впервые предложил метод параллаксов как прямое следствие своей гелиоцентрической системы (в геоцентрической системе параллактических смещений быть не должно).
Из соотношений в параллактическом треугольнике легко вычислить, что 1 парсек (пк) равен 206 265 а. е., или примерно 30 трлн километров. Это очень большая величина, свет преодолевает такой путь за 3,26 года.
Сейчас методом параллакса определены расстояния до многих тысяч звёзд. К сожалению, лишь для ближайших соседей это удаётся сделать с большой точностью. Однако существует ряд методов, с помощью которых расстояние до звезды можно получить косвенным путём, используя различные астрофизические или статистические соотношения. Так, светимость переменных звёзд, называемых цефеидами, оказалась связанной с периодом изменения их блеска. Зная период далёкой переменной звезды и её видимую звёздную величину, легко найти расстояние до звезды. Методы изучения двойных звёзд также позволяют вычислить расстояния до некоторых из них. Есть и другие косвенные способы определения расстояний до звёзд и звёздных систем.
Химический состав звезд
Определяется по спектру (интенсивности фраунгоферовых линий в спектре).Разнообразие спектров звезд объясняется прежде всего их разной температурой, кроме того вид спектра зависит от давления и плотности фотосферы, наличием магнитного поля, особенностями химического состава. Звезды состоят в основном из водорода и гелия (95-98% массы) и других ионизированных атомов, а у холодных в атмосфере присутствуют нейтральные атомы и даже молекулы.
Когда были измерены расстояния до ярких звёзд, стало очевидным, что многие из них по светимости значительно превосходят Солнце. Если светимость Солнца принять за единицу, то, к примеру, мощность излучения четырёх ярчайших звёзд неба, выраженная в светимостях Солнца, составит:
ЦBET И ТЕМПЕРАТУРА
Человеческий глаз не способен очень точно определить цвет звезды. Для более точных оценок служат фотографические и фотоэлектрические приёмники излучения, чувствительные к различным участкам видимого (или невидимого) спектра. Ведь цвет звезды зависит от того, на какой участок спектра приходится наибольшая энергия излучения. Сравнение звёздных величин в разных интервалах спектра (например, в голубом и жёлтом) позволяет количественно охарактеризовать цвет звезды и оценить её температуру.
СПЕКТРАЛЬНАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ ЗВЁЗД
В горячих голубых звёздах с температурой свыше 10-15 тыс. кельвинов большая часть атомов ионизована, так как лишена электронов. Полностью ионизованные атомы не дают спектральных линий, поэтому в спектрах таких звёзд линий мало. Самые заметные принадлежат гелию. У звёзд с температурой 5-10 тыс. кельвинов (к ним относится Солнце) выделяются линии водорода, кальция, железа, магния и ряда других металлов. Наконец, у более холодных звёзд преобладают линии металлов и молекул, выдерживающих высокие температуры (например, молекул окиси титана).
Солнце G2 Сириус А1 Канопус F0 Арктур К2 Вега А0 Ригель В8 Денеб А2 Альтаир А7 Бетельгейзе М2
Полярная F8
Звёзды так далеки, что даже в самый большой телескоп они выглядят всего лишь точками. Как же узнать размер звезды?
На помощь астрономам приходит Луна. Она медленно движется на фоне звёзд, по очереди «перекрывая» идущий от них свет. Хотя угловой размер звезды чрезвычайно мал, Луна заслоняет её не сразу, а за время в несколько сотых или тысячных долей секунды. По продолжительности процесса уменьшения яркости звезды при покрытии её Луной определяют угловой размер звезды. А зная расстояние до звезды, из углового размера легко получить её истинные (линейные) размеры.
позволяющую найти радиус звезды по её температуре и светимости (величины R®, L® и Т® = 6000 К известны).
Итак, по своим размерам, звезды делятся (название: карлики, гиганты и сверхгиганты ввел Генри Рессел в 1913г, а открыл их в 1905г Эйнар Герцшпрунг, введя название «белый карлик»), введены с 1953 года на:
Важнейшей характеристикой звезды является масса. Чем больше вещества собралось в звезду, тем выше давление и температура в её центре, а это определяет практически все остальные характеристики звезды, а также особенности её жизненного пути.
Прямые оценки массы могут быть сделаны только на основании закона всемирного тяготения. Такие оценки удалось получить для большого числа звёзд, входящих в двойные системы, измеряя скорости их движения вокруг общего центра масс. Все другие способы вычисления массы считаются косвенными, поскольку они строятся не на законе анализе тех звёздных характеристик, которые так или иначе связаны с массой Чаще всего это светимость. Для многих звёзд выполняется простое правило: чем выше светимость, тем больше масса. Эта зависимость нелинейна: например, с увеличением массы вдвое светимость возрастает более чем в 10 раз.
Анализируя важнейшие характеристики звёзд, сопоставляя их друг с другом, учёные смогли установить и то, что недоступно прямым наблюдениям: как устроены звёзды, как они образуются и изменяются в течение жизни, во что превращаются, растратив запасы своей энергии.
Класс В – это бело-голубые звезды. Температура их 14 000 °С. Температура их 14 ООО °С. Типичные звезды: Эпсилон в созвездии Ориона, Ригель, Колос.
Класс F – это бело-желтые звезды. Температура их поверхности 6700 °С. Типичные звезды Канопус, Процион, Альфа в созвездии Персея.
Кроме звезд главной последовательности, астрономы выделяют такие типы звезд:
Красные гиганты и сверхгиганты — это звезды с довольно низкой эффективной температурой в 2700- 4700°С, однако с огромной светимостью. Для их спектра характерно присутствие молекулярных полос поглощения, а максимум излучения приходится на инфракрасный диапазон.
Нейтронные звезды – класс звезд, как и белые карлики, образуются после гибели звезды с массой 8-10 масс Солнца (звезды с большей массы уже образуют черные дыры). В данном случае ядро сжимается до тех пор, пока большинство частиц не превратится в нейтроны. Одной из особенности нейтронных звезд является сильное магнитное поле. Благодаря ему и быстрому вращению, приобретенному звездой из-за несферического коллапса, в космосе наблюдаются радио- и рентгеновские источники, которые называются пульсары.