В каком созвездии находится солнце

Классы Анджело Секки

В 1860—1870-х годах пионер звёздной спектроскопии Анджело Секки создал первую классификацию звёздных спектров. В 1866 году он разбил наблюдаемые спектры звёзд на три класса в порядке убывания температуры поверхности звезды и соответствующего изменения цвета. В 1868 году Секки открыл углеродные звёзды, которые выделил в отдельную четвёртую группу. А в 1877 году он добавил пятый класс.

  • Класс I — белые и голубые звёзды с широкими линиями поглощения водорода в спектре, такие, как Вега и Альтаир

    Класс I, подтип Ориона — звёзды класса I с узкими линиями в спектре вместо широких полос, такие, как Ригель и γ Ориона; соответствует началу современного класса B.

    ; включает в себя современные класс A и начало класса F.

  • Класс II — жёлтые и оранжевые звёзды со слабыми линиями водорода, но с отчётливыми линиями металлов, такие, как Солнце, Арктур и Капелла; включает в себя современные классы G и К, а также конец класса F.
  • Класс III — оранжевые и красные звёзды, в спектре которых линии образуют полосы, темнеющие в сторону синего, такие, как Бетельгейзе и Антарес; соответствует современному классу М.
  • Класс IV — красные звёзды с сильными полосами и линиями углерода, углеродные звёзды.
  • Класс V — звёзды с эмиссионными линиями, такие, как γ Кассиопеи и β Лиры.

Позднее Эдуард Пикеринг изменил определение класса V, разделив его на горячие звёзды с эмиссионными линиями гелия, углерода и азота (звёзды Вольфа — Райе) и планетарные туманности.

Предложенное Секки деление спектров было общепринятым вплоть до конца 1890-х годов, когда постепенно к середине XX века было заменено Гарвардской классификацией, которая описывается ниже.

Рекомендации

Мнемоника

Для запоминания основной последовательности гарвардской классификации существуют мнемонические формулы:

на английском языке: Oh Be A Fine Girl, Kiss Me Right Now Sweetheart, а также множество других вариантов.

  • на русском языке: Один Бритый Англичанин Финики Жевал Как Морковь;
  • вариант, намекающий на Бориса Александровича Воронцова-Вельяминова: О, Борис Александрович Финики Жевал Как Морковь;
  • модификация, включающая классы W, R, N, S: Вообразите: Один Бритый Англичанин Финики Жевал Как Морковь — Разве Не Смешно?;
  • О, Борис Александрович! Физики Ждут Конца Мучений (имеется в виду также Борис Александрович Воронцов-Вельяминов).
  • Также версия О. Н. Востряковой «ОБА Фраера Гуляют Как Могут.
  • Версия Ш. Т. Хабибуллина: О Боже, АФГанистан. Куда Мы Несемся. Эта мнемоника родилась задолго до войны в Афганистане (1966—1967, а возможно и раньше)[источник не указан 2920 дней].

Список ближайших звёзд к Земле

Здесь вы можете посмотреть на список самых близких к Земле звёзд и узнать их основные характеристики.
После таблицы дана пространственная скарта взаимного расположения этих звёзд относительно Солнца.

Звёздная система Звезда Спектр. класс Вид. зв. вел. Абс. зв. вел. Координаты(эпоха J2000.0) Расстояние,св. год
Прямое восх. Склон.
Солнечная система Солнце G2V −26,72 ± 0,04 4,83 меняются по мере движения Солнца по эклиптике 8,32 ± 0,16 св. мин
1 α Центавра Проксима Центавра M5,5Ve 11,09 15,53 14ч 29м 43,0с −62° 40′ 46″ 4,2421 ± 0,0016
A G2V 0,01 4,38 14ч 39м 36,5с −60° 50′ 02″ 4,3650 ± 0,0068
B 1,34 5,71 14ч 39м 35,1с −60° 50′ 14″
2 Звезда Барнарда M4Ve 9,53 13,22 17ч 57м 48,5с +04° 41′ 36″ 5,9630 ± 0,0109
3 Луман 16 A L8 23,25 10ч 49м 15.57с −53° 19′ 06″ 6,588 ± 0,062
B L9/T1 24,07
4 WISE 0855–0714 Y 08ч 55м 11с −07° 14′ 43″ 7,18+0,78−0,65
5 Вольф 359 M6V 13,44 16,55 10ч 56м 29,2с +07° 00′ 53″ 7,7825 ± 0,0390
6 Лаланд 21185 M2V 7,47 10,44 11ч 03м 20,1с +35° 58′ 12″ 8,2905 ± 0,0148
7 Сириус A A1V −1,43 1,47 06ч 45м 08,9с −16° 42′ 58″ 8,5828 ± 0,0289
B DA2 8,44 11,34
8 Лейтен 726-8 A M5,5Ve 12,54 15,40 01ч 39м 01,3с −17° 57′ 01″ 8,7280 ± 0,0631
B M6Ve 12,99 15,85
9 Росс 154 M3,5Ve 10,43 13,07 18ч 49м 49,4с +23° 50′ 10″ 9,6813 ± 0,0512
10 Росс 248 M5,5Ve 12,29 14,79 23ч 41м 54,7с +44° 10′ 30″ 10,322 ± 0,036
11 WISE 1506+7027 T6 15ч 06м 49,9с +70° 27′ 36″ 10,521
12 ε Эридана K2V 3,73 6,19 03ч 32м 55,8с −09° 27′ 30″ 10,522 ± 0,027
13 Лакайль 9352 M1,5Ve 7,34 9,75 23ч 05м 52,0с −35° 51′ 11″ 10,742 ± 0,031
14 Росс 128 M4Vn 11,13 13,51 11ч 47м 44,4с +00° 48′ 16″ 10,919 ± 0,049
15 WISE 0350-5658 Y1 03ч 50м 00,32с −56° 58′ 30,2″ 11,208
16 EZ Водолея A M5Ve 13,33 15,64 22ч 38м 33,4с -15° 18′ 07″ 11,266 ± 0,171
B M? 13,27 15,58
C M? 14,03 16,34
17 Процион A F5V-IV 0,38 2,66 07ч 39м 18,1с +05° 13′ 30″ 11,402 ± 0,032
B DA 10,70 12,98
18 61 Лебедя A K5V 5,21 7,49 21ч 06м 53,9с +38° 44′ 58″ 11,403 ± 0,022
B K7V 6,03 8,31 21ч 06м 55,3с +38° 44′ 31″
19 Струве 2398 A M3V 8,90 11,16 18ч 42м 46,7с +59° 37′ 49″ 11,525 ± 0,069
B M3,5V 9,69 11,95 18ч 42м 46,9с +59° 37′ 37″
20 Грумбридж 34 A M1,5V 8,08 10,32 00ч 18м 22,9с +44° 01′ 23″ 11,624 ± 0,039
B M3,5V 11,06 13,30
21 ε Индейца A K5Ve 4,69 6,89 22ч 03м 21,7с −56° 47′ 10″ 11,824 ± 0,030
B T1V >23 >25 22ч 04м 10,5с −56° 46′ 58″
C T6V >23 >25
22 DX Рака M6,5Ve 14,78 16,98 08ч 29м 49,5с +26° 46′ 37″ 11,826 ± 0,129
23 τ Кита G8Vp 3,49 5,68 01ч 44м 04,1с −15° 56′ 15″ 11,887 ± 0,033
24 GJ 1061 M5,5V 13,09 15,26 03ч 35м 59,7с −44° 30′ 45″ 11,991 ± 0,057
25 YZ Кита M4,5V 12,02 14,17 01ч 12м 30,6с −16° 59′ 56″ 12,132 ± 0,133
26 Звезда Лейтена M3,5Vn 9,86 11,97 07ч 27м 24,5с +05° 13′ 33″ 12,366 ± 0,059
27 Звезда Тигардена M6,5V 15,14 17,22 02ч 53м 00,9с +16° 52′ 53″ 12,514 ± 0,129
28 SCR 1845-6357 A M8,5V 17,39 19,41 18ч 45м 05,3с −63° 57′ 48″ 12,571 ± 0,054
B T6 18ч 45м 02,6с −63° 57′ 52″
29 Звезда Каптейна M1,5V 8,84 10,87 05ч 11м 40,6с −45° 01′ 06″ 12,777 ± 0,043
30 Лакайль 8760 M0V 6,67 8,69 21ч 17м 15,3с −38° 52′ 03″ 12,870 ± 0,057

Расположение в пространстве ближайших звёзд к Земле:

Николай Курдяпин, kosmoved.ru 

Ссылки

Это заготовка статьи о пистолете-пулемёте. Вы можете помочь проекту, дополнив её.

Примечания

  1.  (Проверено 21 октября 2009)

  2.  (Проверено 21 октября 2009)

  3. J. B. Hearnshaw. The analysis of starlight: One hundred and fifty years of astronomical spectroscopy. — Cambridge University Press, 1987. — P. 62—63. — 546 p. — ISBN 0-521-25548-1, ISBN 978-0-521-25548-6..

  4. J. B. Hearnshaw. — 1987. — P. 62—63.

  5. J. B. Hearnshaw. — 1987. — P. 60.


  6. .  (Проверено 21 октября 2009)
  7.  (Проверено 21 октября 2009)

  8. The Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1
  9. — Explains the reason for the difference in color perception.
  10. ↑ LeDrew, G.; , Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, Vol. 95, No. 1 (whole No. 686, February 2001), pp. 32–33. Примечание: Таблица 2 содержит ошибку и для подсчёта звёзд главной последовательности, белых карликов и гигантских использовалось общее количество звёзд 824,00025 и 288 и 6,35 соответственно, а не 800 и 200 и 6,3 соответственно.

Получение спектров

Спектры излучения разных источников света

В простом случае спектр можно получить следующим образом: свет, излучаемый объектом, пропускается через узкое отверстие, позади которого располагается призма. Последняя преломляет свет, который после направляется на экран или специальную фотопленку. Полученное изображение представляется в виде плавного градиента цветов от фиолетового к красному. Спектр без каких-либо черных линий называется непрерывным. Подобная картина наблюдается при излучении света твердыми или жидкими телами, к примеру – лампой накаливания.

Рассмотрим следующий случай: пусть имеется горелка, в пламя которой поместили некоторую массу соли. В описанном случае в свете пламени будет наблюдаться ярко-желтый цвет. И если посмотреть через спектроскоп на эти испарения, то мы увидим яркую желтую линию. Это означает, что разогретые пары натрия излучают свет с длиной волны желтого цвета. Данное свойство присущее любому веществу в газообразном состоянии, а его спектр называется линейчатым.

При наблюдении за Солнцем немецкий оптик Йозеф Фраунгофер отметил, что в его непрерывном спектре излучения имеются некие тонкие черные линии. Позже Густав Кирхгоф определил, что всякий разреженный газ поглощает лучи света именно тех длин волн, которые испускает сам, находясь в состоянии свечения. Получаемые на непрерывном спектре черные линии были названы как линии поглощения. Применив упомянутые законы к Солнцу, ученые, смогли выявить химический состав атмосферы звезды. Так как газы в атмосфере поглощали излучение с определенными длинами волн.

40 различных спектров Солнца

В дальнейшем в спектроскопии появилось множество методов изучения других свойств звезд, то бишь смещение спектра в определенную сторону, сравнение со спектром абсолютно черного тела, раздвоение линий наложения и прочее.

Сегодня приборы ученых позволяют измерять спектры звезд, в любых диапазонах помимо оптического, при помощи различных фильтров и окуляров, например в рентгеновском или ультрафиолетовом.

Солнце – это планета или звезда?

Солнце – это звезда. Есть ряд критериев, согласно которым небесное тело может быть отнесено к разряду звезд или планет. Солнце соответствует именно тем характеристикам, которые присущи звездам.

Во все времена значение Солнца было очень велико, а его изучение и исследование всегда были главными направлениями в астрономии. Солнце – это самый большой объект Солнечной системы. К тому же Солнце занимает 99, 8% всей массы системы.

Абсолютно все космические тела Солнечной системы вращаются именно вокруг Солнца. Солнце намного больше Земли. Это относится и к его массе, и к его размерам. Диаметр Солнца составляет 1,3 миллиона километров, его вес – 1.989*10^30 килограммов, температура на его поверхности составляет 5800К, а период оборачивания Солнца вокруг своей оси составляет 25,4 дней.

На Солнце можно наблюдать протекание очень сложных процессов. К примеру, ученый Галилей еще в далеком 1610 году, наблюдая за Солнцем в телескоп, увидел на его поверхности темные пятна. С их помощью он сумел определить время и период оборачивания Солнца. Поверхность Солнца нельзя назвать спокойной, так как она постоянно бурлит, и при этом все вещества, из которых состоит Солнце, то опускаются, то поднимаются. Поэтому вся солнечная поверхность как будто покрыта зернами и гранулами.

Следует отметить, что размер этих зерен и гранул колеблется от 1 до 2 тысяч километров, а период их существования составляет всего лишь несколько минут. Солнечные пятна, открыты Галилеем, намного больше гранул – несколько сотен тысяч километров. К тому же они более устойчивые, чем гранулы, и могут просуществовать приблизительно месяц. Для Солнечных пятен характерен темный оттенок, а их температура составляет 3500К. Количество солнечных пятен возрастает в период солнечной активности, когда можно понаблюдать и за солнечными вспышками.

Солнечные вспышки – это очень сильные выбросы солнечной энергии с его поверхности. Они сопровождаются не только усиленным излучением некоторых участков Солнца, но и активными выбросами частиц, которые могут долетать до магнитного поля Земли, вызывая своим прилетом так званое возмущение, которое плохо сказывается на здоровье многих людей и работе приборов.

Солнце – планета гигант – состоит из внешнего светящегося слоя фотосферы, разреженного горячего газового слоя хромосферы и разреженной горячей короны. Температура в хромосфере достигает десятки тысяч градусов. Корону Солнца увидеть можно только при полном солнечном затмении.

Существует также такое понятие, как солнечный ветер. Это частицы, которые покидают Солнце и устремляются в пространство космоса. Солнечный ветер присущий Солнцу даже при великой солнечной силе гравитации. О существовании солнечного ветра многие ученые долго сомневались. Однако в 1959 году солнечный ветер был зафиксирован космическими аппаратами. До верхних слоев Земли достигают лишь отдельные частицы Солнечного ветра, так как основной поток частиц останавливается благодаря земельному магнитному полю. Частицы солнечного ветра, попадая в верхние слоя Земли, вызывают северное сияние.

Как установили многие современные ученые, источником солнечной энергии есть термоядерные реакции, в процессе которых легкие химические элементы превращаются в тяжелые элементы. Сегодня это превращение водорода в гелий. Водород составляет на сегодняшний день 70% всей массы Солнца, а гелий – лишь 28%. Эти термоядерные реакции могут протекать лишь при высокой температуре, которая находится в центре самого Солнца.

По мнению ученых, Солнце – это звезда, которая отличается от остальных звезд тем, что звезды находятся на большем расстоянии от Земли, чем само Солнце. Это было доказано с помощью спектрального анализа солнечного излучения и изучения его состава.

Видео: как устроено Солнце

Характеристические особенности в классе

У некоторых объектов могут наблюдаться дополнительные особенности в спектре. Чтобы указать на эти особенности к обозначению добавляют дополнительные префиксы и постфиксы.

Добавочные индексы, стоящие перед обозначением спектра

  • d — карлик (звезда главной последовательности)
  • esd — экстремальный субкарлик
  • c — сверхгигант
  • g — гигант
  • sg — субгигант
  • sd — субкарлик
  • w или wd — белый карлик

Добавочные индексы, стоящие после обозначения спектра

  • c — глубокие узкие линии
  • comp — составной спектр
  • con — отсутствуют видимые линии поглощения
  • e — эмиссия (эмиссия водорода в O-звёздах)
  • em — эмиссия в линиях металлов
  • ep — пекулярная эмиссия (линии, по своему характеру отличные от нормально соответствующих классу)
  • er — явственно обращённые эмиссионные линии
  • eq — эмиссия с поглощением на более коротких волнах
  • ev — переменность относится только к эмиссионным линиям
  • ew — эмиссии, типичные для звёзд класса W
  • f, (f), ((f)) — эмиссия гелия и неона в O-звёздах
  • h — звёзды класса WR с эмиссионными линиями водорода
  • ha — звёзды класса WR с эмиссионными линиями водорода как поглощения, так и излучения
  • k — межзвёздные линии
  • m — сильные линии металлов
  • n — диффузные линии (широкие и размытые), обусловленные быстрым вращением
  • neb — добавочный спектр туманности
  • nn — очень размытые диффузные линии
  • p — пекулярный спектр (имеются неправильности)
  • pq — особенности напоминают спектр новой звезды
  • s — резкие и узкие линии
  • sh — наличие оболочки
  • ss — очень узкие линии
  • v или var — изменения в спектре (не обусловленные орбитальным движением и пульсацией)
  • w или wk или wl — слабые линии

Знакомство со стрелковой единицей

30 интересных вещей о Японии (Спойлер: особенно нас привлекло нетающее мороженое)

История исследований Солнца — для детей

Ребятам будет интересно узнать как можно больше информации про Солнце, потому что это единственная звезда Солнечной системы, от которой зависит жизнь на нашей планете. Поэтому изучение Солнца проводят до сих пор. Необходимо объяснить детям, что еще древние люди понимали, какую важную роль играют в нашем существовании Солнце и Луна. Из-за этого нашли множество наскальных рисунков, а также памятников, которые отображали движение небесных тел. Тогда многие свято верили, что именно Солнце вращается вокруг нас. В 150 г. до н. э. появилась даже геоцентрическая модель, созданная Птолемеем – ученым из Древней Греции. Но Николай Коперник рассмотрел эту теорию и в 1543 году предложил гелиоцентрическую модель (Солнце служило центральной точкой). И в 1610 году его мысли подтвердились, так как Галилео Галилей обнаружил спутники Юпитера, демонстрируя, что мы не являемся центром, так как не все вокруг оборачиваются вокруг нас.

Конечно, человечеству всегда хотелось узнать больше о работе главной звезды. Поэтому они начали использовать ракеты и телескопы с Земли. НАСА отправило 8 орбитальных обсерваторий, которые представляли собою Орбитальную солнечную обсерваторию (1962-1971 гг). Успеха добились 7 из них. Именно им удалось проанализировать звезду в ультрафиолетовых и рентгеновских длинах волн. Кроме того, были рассмотрены снимки супергорячей короны.

НАСА и Европейское космическое агентство решили объединиться и отправили аппарат Улисс в 1990 году, который должен был исследовать полярные районы. Интересно, что аппарату НАСА Genesis удалось добыть образцы солнечного ветра. Первые фото Солнца в 3D были получены в 2007 году от STEREO НАСА (изучение активности Солнца).

На этой серии снимков, сделанных космическим аппаратом SOHO, показана траектория движения кометы, обогнувшей Солнце

Если выбирать по важности, то сейчас первенство отведено Солнечной и гелиосферной обсерватории (SOHO). Ее специально создали, чтобы изучать солнечный ветер

Кроме того, в список интересующих вопросов входят внешние и внутренние слоя звезды. Обсерватории удалось найти корональные волны, измерить ускорение ветра, отобразить карту пятен на подповерхностном уровне, отыскать солнечные торнадо, более 1000 комет, а также улучшить умение прогнозировать погодные условия на Земле.

Следует также вспомнить, что Обсерватория солнечной динамики (SDO) НАСА получила сведения о неизвестном материале, вытекающем недалеко от солнечных пятен, а также разглядеть удивительные и масштабные поверхностные события. Кроме того, с ее помощью ученые смогли впервые измерить в высоком разрешении вспышки в широком диапазоне экстремальных длин волн ультрафиолетового излучения.

Помните, что рассказ о Солнце должен увлечь ребенка, поэтому воспользуйтесь фото и рисунками сайта, а также интересными фактами о звезде. Здесь вы сможете изучить всю Солнечную систему в увлекательной форме совершенно бесплатно.

Планеты

Строение и структура Солнца

Близость Солнца позволяет получить представление о его строении и структуре, получить данные о том, как работает этот естественный термоядерный реактор и какие в нем происходят процессы. Интересным будет разобрать структуру, которая состоит из следующих компонентов:

  • ядро;
  • зона лучистой энергии;
  • конвективная зона;
  • тахоклин.

Далее начинаются слои солнечной атмосферы:

  • фотосфера;
  • хромосфера;
  • протуберанцы.

Звезда не является твердым телом, ввиду того, что мы имеем дело с раскаленным газом, плотно сжатым в сферическую область. При таких температурах существование любого вещества в твердом виде физически невозможно. Яркий свет и тепло, излучаемые Солнцем, являются следствием тех же процессов, с которыми человек столкнулся при создании атомной бомбы. Т.е. материя под действием огромного давления и высоких температур преобразуется в энергию. Основным топливом является водород, который в составе Солнца составляет 73,5-75%, поэтому основным источником тепла является процесс термоядерного синтеза водорода, сосредоточенный главным образом в ядре, центральной части звезды.

Строение Солнца

Солнечное ядро составляет ориентировочно 0,2 солнечного радиуса. Именно здесь идут главные процессы, за счет которых Солнце живет и снабжает световой и кинетической энергией окружающее космическое пространство. Процесс переноса лучистой энергии от центра звезды к верхним слоям осуществляется в зоне лучистого переноса. Здесь фотоны, стремящиеся от ядра к поверхности, перемешиваются с частицами ионизированного газа (плазмой). За счет этого происходит обмен энергией. В этой части солнечного шара располагается особая зона – тахоклин, которая отвечает за образование магнитного поля нашей звезды.

https://youtube.com/watch?v=6ujOeQ5C4R0

Далее начинается самая масштабная область Солнца — конвективная зона. Эта область составляет почти 2/3 солнечного диаметра. Один только радиус конвективной зоны практически равен диаметру нашей планеты – 140 тыс. километров. Конвекция представляет собой процесс, при котором плотный и разогретый газ равномерно распределяется по всему внутреннему объему звезды по направлению к поверхности, отдавая тепло следующим слоям. Этот процесс происходит беспрерывно и его можно видеть, наблюдая за поверхностью Солнца в мощный телескоп.

На границе внутренней структуры и атмосферы звезды находится фотосфера — тонкая, всего 400 км глубиной, оболочка. Именно ее мы и видим при своих наблюдениях за Солнцем. Фотосфера состоит из гранул и неоднородна по своей структуре. Темные пятна сменяются яркими участками. Такая неоднородность связана с разным периодом остывания поверхности Солнца. Что касается невидимой части спектра поверхности нашего светила, то в этом случае мы имеем дело с хромосферой. Это плотный слой атмосферы Солнца, и его можно видеть только во время солнечного затмения.

Протуберанцы

Наиболее интересными солнечными объектами для наблюдения являются протуберанцы, которые по виду напоминают длинные волокна, и солнечная корона. Эти образования являются гигантскими выбросами водорода. Возникают протуберанцы и перемещаются по поверхности Солнца с огромной скоростью — 300 км/с. Температура этих петлей превышает отметку 10 тыс. градусов. Солнечная корона представляет собой внешние слои атмосферы, которые по толщине превышают диаметр самой звезды в несколько раз. Точной границы у солнечной короны нет. Ее видимая граница является только частью этого огромного образования.

Солнечная корона

Завершающим этапом солнечной активности является солнечный ветер. Этот процесс связан с естественным истечением звездного вещества через внешние слои в окружающее космическое пространство. Солнечный ветер в основном состоит из заряженных элементарных частиц — протонов и электронов. В зависимости от цикла солнечной активности скорость солнечного ветра может быть различной от 300 км в секунду до отметки в 1500 км/с. Эта субстанция распространяется по всей солнечной системе, оказывая влияние на все небесные тела нашего ближнего космоса.

Солнечный ветер

Звездные остатки

От массы в общем случае зависит и судьба звезды – то, как она окончит свой жизненный путь. Маломассивные звезды типа Солнца, исчерпав запас водорода, теряют внешние слои, после чего от светила остается вырожденное ядро, в котором уже не может идти термоядерный синтез, – белый карлик. Наружный тонкий слой молодого белого карлика обычно имеет температуру до 200 000 K, а глубже располагается изотермическое ядро, нагретое до десятков миллионов градусов. Дальнейшая эволюция карлика заключается к его постепенному остыванию.

Гигантские звезды ждет иная судьба – взрыв сверхновой, сопровождающийся повышением температуры уже до значений порядка 1011 K. В ходе взрыва становится возможен нуклеосинтез тяжелых элементов. Одним из результатов подобного феномена является нейтронная звезда – очень компактный, сверхплотный, со сложной структурой остаток погибшей звезды. При рождении он столь же горяч – до сотен миллиардов градусов, однако стремительно остывает за счет интенсивного излучения нейтрино. Но, как мы увидим далее, даже новорожденная нейтронная звезда – не то место, где температура – самая высокая во Вселенной.

Легионы Космодесанта Хаоса [править | править код]

Мнемоника

Для запоминания основной последовательности гарвардской классификации существуют мнемонические формулы:

на английском языке: Oh Be A Fine Girl, Kiss Me Right Now Sweetheart, а также множество других вариантов.

  • на русском языке: Один Бритый Англичанин Финики Жевал Как Морковь;
  • вариант, намекающий на Бориса Александровича Воронцова-Вельяминова: О, Борис Александрович Финики Жевал Как Морковь;
  • модификация, включающая классы W, R, N, S: Вообразите: Один Бритый Англичанин Финики Жевал Как Морковь — Разве Не Смешно?;
  • О, Борис Александрович! Физики Ждут Конца Мучений (имеется в виду также Борис Александрович Воронцов-Вельяминов).
  • Также версия О. Н. Востряковой «ОБА Фраера Гуляют Как Могут.
  • Версия Ш. Т. Хабибуллина: О Боже, АФГанистан. Куда Мы Несемся. Эта мнемоника родилась задолго до войны в Афганистане (1966—1967, а возможно и раньше)[источник не указан 2920 дней].

Дополнительные спектральные классы

Выделяют также дополнительные спектральные классы для некоторых классов небесных тел:

  • W — звёзды Вольфа — Райе, очень тяжёлые яркие звёзды с температурой порядка 70000 K и интенсивными эмиссионными линиями в спектрах.
  • L — звёзды или коричневые карлики с температурой 1500—2000 K и соединениями металлов в атмосфере.
  • T — метановые коричневые карлики с температурой 700—1500 K.
  • Y — очень холодные (метано-аммиачные) коричневые карлики с температурой ниже 700 K.
  • C — углеродные звёзды, гиганты с повышенным содержанием углерода. Ранее относились к классам R и N.
  • S — циркониевые звёзды
  • D — белые карлики
  • Q — новые звёзды
  • P — планетарные туманности

Вредители

Классы Анджело Секки

Впервые классифицировал звездные спектры священник и астроном из Италии — Анджело Секки. В 1866-м году он разделил все небесные светила на три группы, в зависимости от температуры поверхности звезды и соответствующего ей цвета. За последующие 11 лет астроном добавил еще два класса.

I – небесные светила голубого и белого цветов. В их спектре имеются широкие линии поглощения водорода. По современной классификации, звезды типа А и частично F, такие как Вега или Альтаир. Сюда же включается подкласс звезд с узкими фраунгоферовскими линиями (начало класса B), к ним относится Ригель и γ Ориона.

Вега из созвездия Лиры

  • II – звезды оранжевого или желтого цвета. Имеют малоразличимые линии поглощения водорода, и отчетливые – металлов. Среди них наше Солнце, или Капелла из созвездия Возничего. В современной классификации – G, K и конец F.
  • III – светила оранжевого и красного цветов (класс М). С четкими линиями поглощения в синем диапазоне, металлов, а также слабые линии водорода, кальция и калия. Звезды типа Антарес и Бетельгейзе.
  • IV – углеродные звезды, имеют красный цвет.
  • V – небесные светила, спектр которых имеет линии поглощения – эмиссионные линии.

Научные гипотезы

Ученые предлагают другие версии для пояснения данного феномена:

  • Гипотеза о гибели красного гиганта Сириуса В и превращении его в белого карлика, которую наблюдали люди 2 тысячи лет назад. Кроме несоответствия временных периодов, такое явление должно было бы закончиться формированием вокруг звезды планетарной туманности (например, как Крылья бабочки), чего нет.
  • Гипотеза о наличии в системе Сириуса еще одной звезды — Сириуса С — с периодом обращения в 2 тысячи лет. С приближением Сириуса С к Сириусу А последний приобретает красный спектр свечения. Но пока никакой третьей звезды в этой системе не обнаружено.
  • Гипотеза о наличии в прошлом между Землёй и Сириусом облака межзвёздной пыли, которое и придавало красный оттенок свету Альфы Большого Пса. Доказательств существования этого красного облака пока также не найдено.

Таким образом, у астрономов пока что нет версии, которая объяснила бы такие изменения цвета этой загадочной звезды.

Основная (гарвардская) спектральная классификация[править | править код]

Современная (гарвардская) спектральная классификация звёзд, разработанная в Гарвардской обсерватории в — гг. является температурной классификацией, основанной на виде и относительной интенсивности линий поглощения и испускания спектров звёзд.

Файл:Stellar.Spectra.Lnes.Intensity.jpg

Интенсивности групп линий в спектрах звёзд различных спектральных классов.

Диаграмма спектральный класс—светимость (Диаграмма Герцшпрунга — Рассела)

Основная (гарвардская) спектральная классификация звёзд:

Класс Температура(Кельвин) Цвет звезды Особенноси спектров
O 30 000—60 000 K Голубые Линии HI, HeI, HeII, многократно ионизованных SiIV, CIV, CIII, NIII
B 10 000—30 000 K Бело-голубые Линии HeI, HI, усиливающиеся к классу A. Слабые линии H, K, CaII
A 7500—10 000 K Белые Интенсивные линии HI, линии H, K CaII, усиливающиеся к классу F, cлабые линии металлов (Fe, Mg)
F 6000—7500 K Желтовато-белые Линии H и K CaII и линии металлов, усиливающиеся к классу G, линии HI ослабевают. Появляется линия CaI и полоса G (линии Fe, Ca, Ti)
G 5000—6000 K Жёлтые Интенсивные линии H и K CaII, CaI, линии FeI и FeII. Многочисленные линии др. металлов, интенсивная полоса G. Линии HI слабеют к классу K
K 3500—5000 K Оранжевые Наибольшая интенсивность линий H и K CaII, интенсивная линия CaI, линии металлов и полоса G. С подкласса K5 появляются полосы поглощения TiO
M 2000—3500 K Красные Интенсивные полосы поглощения TiO и др. молекулярные полосы, линии металлов, H и K CaII, CaI, полоса G слабеет. У переменных типа о Кита имеются линии излучения HI

Внутри класса звёзды делятся на подклассы от (самые горячие) до 9 (самые холодные). Солнце имеет спектральный класс G2 и эквивалентную температуру фотосферы 5780 K.

Для запоминания последовательности существуют мнемонические формулы:

  • на английском: Oh Be A Fine Girl, Kiss Me Right Now Sweetheart (Выше указаны не все существующие классы)(здесь есть множество вариантов этой последовательности)
  • и на русском: Один Бритый Англичанин Финики Жевал Как Морковь

языках.

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

Adblock
detector