Спектральная классификация звезд. Размеры звезд

При самом первом знакомстве со звёздным небом можно заметить, что звёзды отличаются по цвету. Гораздо сильнее это различие выявляется при рассмотрении их спектров. С учётом видов спектральных линий и их интенсивности строится спектральная классификация звёзд, которая утвердилась в 1920-е гг.

Последовательность спектральных классов обозначается заглавными буквами латинского алфавита: О, В, А, F, G, K, M, L. Спектральная последовательность одновременно является и цветной: звёзды класса О имеют голубой цвет, Класса В- голубовато-белый, А – белый, F – желтоватый, G – жёлтый, K –оранжевый, M – красный, L – коричневый.

Различия в спектрах звёзд определяется главным образом различиями их температуры.

Температура фотосфер звёзд класса L составляет около 2000К, а класса М – от 2500 до 3500К. Температура фотосфер звёзд класса К составляет от 3500 до 5000К. В спектре Солнца, принадлежащего к спектральному классу, зарегистрировано огромное количество линий, принадлежащих нейтральным и ионизированным металлам, температура 6000К. У звёзд класса А температура фотосферы 10000К. Температура фотосфер звёзд класса В доходит до 30000К, а класса О – до 55000К.

Звёзды настолько далеки от нас, что их угловые размеры меньше предела разрешения крупнейших телескопов.

Радиусы звёзд могут быть вычислены по их светимости и температуре.

Для ярких близких звёзд угловой радиус находят по интерференционной картинке, получающейся в результате перекрытия изображения звезды, построенной двумя широко расставленными телескопами.

Линейные радиусы звёзд принято выражать в радиусах Солнца. Учитывая, что 1 а.е.=215 , то в окончательном виде формула для определения линейных радиусов звёзд в радиусах Солнца будет имеет вид: .

В спектре излучения небесного тела встречается большой диапазон длин волн. Если построить спектрограмму нагретого тела в виде графика, откладывая по горизонтальной оси длины волн, а по вертикальной – интенсивность (мощность) излучения, то распределение энергии достигает своего максимума при какой-то определённой длине волны. Оказывается, что положение максимума интенсивности излучения на шкале длин волн зависит от температуры нагретого тела.

Длина волны , которой соответствует максимум в распределении энергии, связана с абсолютной температурой Т соотношение, которое называют смещением Вина:

.

Если Т выражать в градусах по шкале Кельвина, а - в микрометрах, то постоянная .

В результате экспериментов и теоретически было обосновано, что мощность излучения абсолютно чёрного тела пропорциональна четверной степени температуры. Это закон излучения Стефана-Больцмана. Формула закона записывается следующим образом: , где – мощность излучения единицы поверхности нагретого тела, Т – абсолютная температура, – постоянная Стефана-Больцмана (она равна

Зная, какое полное количество энергии приходит от звезды к земной поверхности, можно определить её температуру по закону Стефана-Больцмана.