Состав солнца в процентах

Еще в г. Итогом весьма трудоемкой работы был опубликованный в гг. Генри Дрепером США девятитомный каталог спектров звезд сокращенное обозначение каталога HD. Спектры были рассортированы по типам, и в результате появилась так называемая Гарвардская классификация звездных спектров, с некоторыми небольшими изменениями сохранившаяся до сих пор.

Сортировка звезд по спектральным классам проводилась в зависимости от того, насколько интенсивными выглядели линии или полосы в спектре данной звезды.

В итоге все спектры удалось отнести к какому-нибудь из семи основных спектральных классов, обозначаемых буквами О, В, A, F, G, К, М.

Позже к этим классам добавили два ответвления из трех дополнительных спектральных классов R, N, S и еще один главный класс W. Сейчас Гарвардская классификация выглядит так:. Для того чтобы запомнить эту последовательность латинских букв, можно заучить какую-нибудь мнемоническую, легко запоминающуюся, хотя бы и шутливую, фразу. Первые буквы этих слов как раз и образуют нужную последовательность.

Познакомьтесь теперь с таблицей, в которой приведены основные характеристики спектров главных спектральных классов, а также температуры и типичные звезды, соответствующие каждому классу:. К нему принадлежат белые, самые горячие из известных нам звезд с температурой поверхности от 60 до тысяч градусов. Судя по спектрам, звезды класса W иначе называемые звездами типа Вольфа-Райе имеют очень протяженные, горячие атмосферы, в которых непрерывно от поверхности во внешнее пространство быстро движутся массы очень горячих газов.

Таких необычных звезд известно всего около двухсот пятидесяти. Спектры звезд классов R и N в общем напоминают спектр Солнца. Однако в них заметны четкие полосы поглощения, принадлежащие углероду С2 и циану CN. Что касается спектров звезд класса S, то для них характерно наличие четких полос, принадлежащих оксидам редкоземельных металлов - циркония, иттрия и лантана.

Детальное изучение звездных спектров потребовало введения промежуточных спектральных классов. Каждый класс делится на 10 подклассов например, АО, А1, А2, Наше Солнце, к примеру, относится к звездам класса G2 - типичным желтым карликовым звездам. Спектры некоторых звезд скажем, класса W содержат яркие эмиссионные линии или полосы. Так, например, встречаются звезды типа Обе или F3p. Знакомство со всей этой символикой совершенно необходимо при пользовании таблицами физических характеристик отдельных звезд.

В чем же причина различия звездных спектров? Означает ли это, что химический состав у разных звезд разный, или здесь действует какой-то иной фактор? Тщательные исследования химического состава звезд показали, что звезды - тела химически весьма однотипные. Все они, как уже говорилось, представляют собой водородогелиевые самосветящиеся горячие газовые шары с небольшой примесью других химических элементов.

Следовательно, различия в спектрах звезд вызваны, главным образом, не особенностями химического состава этих объектов, а различиями в температуре звездных атмосфер. По мере уменьшения температуры появляются линии металлов, а линии водорода и гелия ослабевают. В спектрах звезд, относящихся к спектральным классам К и М, появляются полосы химических соединений, существование которых при более высоких температурах просто невозможно. Важной характеристикой звезды является ее способность к лучеиспусканию или, иначе говоря, количество излучаемого звездой света.

Для характеристики видимой яркости или, точнее, видимого блеска звезд введены так называемые звездные величины. Пусть Е1 и Е2 - освещенности, создаваемые двумя звездами на Земле, а m1 и m2 - их звездные величины. В этом случае оказывается верной следующая эмпирическая формула:.

Очевидно, что звездная величина сама по себе не характеризует лучеиспускательную способность звезды, ее светимость , так как видимый блеск звезд зависит и от расстояния до звезды. Пусть освещенность, создаваемая звездой с расстояния в r парсек, равна Е, а с расстояния в 10 парсек - E0. Если известно расстояние до звезды r оно может быть найдено разными способами , то по видимой звездной величине легко вычислить абсолютную звездную величину М.

При прочих равных условиях М тем больше, чем массивнее звезда. Связь абсолютной звездной величины с температурой Т звезды более сложна. В сущности, этот рисунок иллюстрирует многообразие типов звезд. В верхней части диаграммы расположены звезды-гиганты и сверхгиганты.

Их огромные размеры обеспечивают им большую абсолютную яркость. Внизу находятся белые карлики - звезды горячие, но излучающие мало света из-за небольших размеров. На диаграмме выделяется главная последовательность звезд, к которой принадлежит и наше Солнце. Наблюдая звезды невооруженным глазом, легко заметить, что они имеют разные цветовые оттенки: Разница в цвете связана с температурой звезд. Наиболее горячими являются белые и голубые звезды. Температура их поверхности составляет от до градусов.

В виде исключения встречаются даже еще более горячие звезды с температурой поверхности около градусов. Желтые звезды, к числу которых относится и наше Солнце, холоднее - температура их поверхности близка к градусов. Наиболее холодны красные звезды - у некоторых из них температура поверхности не превышает градусов.

В недрах же звезд температуры измеряются многими миллионами градусов. Одна из важнейших физических характеристик звезд - светимость. Так называется число, характеризующее силу света звезды по отношению к Солнцу. Если, например, светимость звезды равна , это означает, что данная звезда излучает света в тысячу раз больше, чем Солнце.

Светимость звезд зависит от размеров поверхности звезды при одинаковых температурах звезды больших размеров излучают больше света и от ее температуры при одинаковых размерах звезды с более высокими температурами излучают свет интенсивнее. Есть звезды, излучающие в раз больше света, чем Солнце. Но, с другой стороны, открыты звезды, светимость которых в сотни тысяч раз меньше светимости Солнца.

Звезды большой светимости и, соответственно, больших размеров называются звездами-гигантами , а звезды малой светимости - звездами-карликами. По размерам звезды очень сильно отличаются друг от друга. Есть гигантские звезды, поперечники которых в сотни раз больше поперечника Солнца. Вместе с тем, некоторые из звезд-карликов по размерам сравнимы с Землей.

Но отсюда следует, что средние плотности звезд должны сильно различаться. И действительно, вещество звезд-гигантов необычайно разреженно - его плотность в тысячи раз меньше плотности комнатного воздуха.

ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВ ЗВЕЗД

Современная астрофизика объяснила причины столь высокой плотности звездного вещества. В недрах белых карликов атомы полностью ионизованы. Сравнение физической природы Солнца и звезд доказывает, что Солнце по всем своим характеристикам спектру, цвету, светимости, размерам и т. Типичный состав атмосферы Солнца и подобных ему звезд в процентах Состав Проценты Водород 81,76 Гелий 18,17 Кислород 0,03 Магний 0,02 Азот 0,01 Кремний 0, Сера 0, Углерод 0, Железо 0, Остальные элементы 0, ТЮТЧЕВ Еще в г.

Сейчас Гарвардская классификация выглядит так: Гарвардская классификация Для того чтобы запомнить эту последовательность латинских букв, можно заучить какую-нибудь мнемоническую, легко запоминающуюся, хотя бы и шутливую, фразу.

Вообразите, Один Бритый Англичанин Финики Жевал, Как Морковь! Познакомьтесь теперь с таблицей, в которой приведены основные характеристики спектров главных спектральных классов, а также температуры и типичные звезды, соответствующие каждому классу: Основные характеристики спектров главных спектральных классов, а также температуры и типичные звезды, соответствующие каждому классу Класс.

Линии водорода, гелия, ионизованного гелия, многократно ионизированных кремния, углерода, азота, кислорода. Линии ионизованного кальция и линии металлов усиливаются по сравнению с предыдущим классом, а линии водорода ослабевают. Линии металлов интенсивны, линии водорода едва заметны. Полоса углерода интенсивна; становятся видными полосы поглощения оксида титана TiO.

Интенсивны полосы поглощения оксида титана и других молекулярных соединений. Библиотека по астрономии и космонавтике".

  • Советуем скачать
Протекающая под достаточным давлением и при достаточной для этого температуре.
Существуют горячие активные и спокойные области, а также корональные дыры с относительно невысокой температурой в К, из которых в пространство выходят магнитные силовые линии. Хочу особо заметить из-за предыдущих ответов - реакция эта не химическая, а ядерная. Oxford Universal Dictionary ,