Зірки - це величезні кулі, що складаються з плазми, що світиться. У межах нашої галактики налічується велика кількість. Зірки грали значної ролі у розвитку науки. Також вони відзначалися в міфах багатьох народів, служили інструментами навігації. Коли були винайдені телескопи, а також відкриті закони руху небесних тіл та гравітація, вчені зрозуміли: усі зірки схожі на Сонце.
Визначення
До зірок головної послідовності відносять усі ті, всередині яких водень перетворюється на гелій. Так як цей процес властивий більшій частині зірок, до цієї категорії відноситься більшість спостережуваних людиною світил. Наприклад, Сонце також належить до цієї групи. Альфа Оріона, або, наприклад, супутник Сіріуса не належать до зірок головної послідовності.
Групи зірок
Вперше питанням зіставлення зірок зі своїми спектральними класами зайнялися вчені Еге. Герцшпрунг і Р. Рассел. Вони створили діаграму, де відображався спектр і світність зірок. Згодом ця діаграма була названа на їхню честь. Більшість світил, що розташовані на ній, називається небесними тілами головної послідовності. До цієї категорії входять зірки, починаючи від блакитних надгігантів, і закінчуючи білими карликами. Світність Сонця на даній діаграмі приймається за одиницю. У послідовність входять зірки різної маси. Вчені виділили такі категорії світил:
- Надгіганти – I клас світності.
- Гіганти – ІІ клас.
- Зірки головної послідовності – V клас.
- Субкарлики – VI клас.
- Білі карлики – VII клас.
Процеси всередині світил
З погляду структури Сонце може бути поділено на чотири умовні зони, у яких відбуваються різні фізичні процеси. Енергія випромінювання зірки, і навіть внутрішня теплова виникають глибоко всередині світила, передаючись зовнішні шари. Будова зірок головної послідовності схоже на структуру світила Сонячної системи. Центральною частиною будь-якого світила, що належить на діаграмі Герцшпрунга-Рассела до цієї категорії, є ядро. Там постійно відбуваються ядерні реакції, у процесі яких гелій перетворюється на водень. Для того щоб ядра водню змогли зіткнутися один з одним, їх енергія повинна бути вищою за енергію відштовхування. Тому такі реакції протікають лише за дуже високих температур. Всередині Сонця температура сягає 15 мільйонів градусів за Цельсієм. У міру віддалення від ядра зірки вона знижується. На зовнішній межі ядра температура становить вже половину значення у центральній частині. Також знижується і густина плазми.
Ядерні реакції
Але не тільки за внутрішнім будовою зірки головної послідовності схожі на Сонце. Світила цієї категорії відрізняються також і тим, що ядерні реакції всередині них відбуваються шляхом триступеневого процесу. Інакше він називається протон-протонним циклом. На першій фазі два протони стикаються між собою. Внаслідок цього зіткнення з'являються нові частинки: дейтерій, позитрон і нейтрино. Далі протон стикається з часткою нейтрино, і виникає ядро ізотопу гелію-3, а також квант гамма-випромінювання. На третьому ступені процесу два ядра гелію-3 зливаються між собою, і відбувається утворення звичайного водню.
У цих зіткнень під час ядерних реакцій постійно виробляються елементарні частки нейтрино. Вони долають нижні шари світила і летять у міжпланетний простір. Нейтрино також реєструються і землі. Кількість, що реєструється вченими за допомогою приладів, незрівнянно менша, ніж їх має бути за припущенням вчених. Ця проблема є однією з найбільших загадок у фізиці Сонця.
Променева зона
Наступним шаром у будові Сонця та зірок головної послідовності є промениста зона. Її межі простягаються від ядра і до тонкого шару, що знаходиться на межі конвективної зони - тахокліну. Свою назву промениста зона отримала від способу, за допомогою якого енергія переноситься від ядра до зовнішніх шарів зірки – випромінювання. Фотони, які постійно виробляються в ядрі, рухаються у цій зоні, зіштовхуючись із ядрами плазми. Відомо, що швидкість цих частинок дорівнює швидкості світла. Але незважаючи на це, фотонам потрібно близько мільйона років, щоб досягти межі конвективної та променистої зон. Така затримка відбувається через постійне зіткнення фотонів з ядрами плазми та їх перевипромінювання.
Тахоклін
Сонце і зірки головної послідовності також мають тонку зону, що, мабуть, відіграє важливу роль у формуванні магнітного поля світил. Вона називається тахоклін. Вчені припускають, що саме тут відбуваються процеси магнітного динамо. Він полягає в тому, що потоки плазми витягують магнітні силові лінії та збільшують загальну напруженість поля. Також є припущення, що у зоні тахокліну відбувається різка зміна хімічного складу плазми.
Конвективна зона
Ця область є зовнішнім шаром. Його нижня межа розташовується на глибині 200 тис. км, а верхня досягає поверхні світила. На початку конвективної зони температура ще досить висока, вона сягає близько 2 млн. градусів. Однак, цей показник вже недостатній для того, щоб відбувався процес іонізації атомів вуглецю, азоту, кисню. Ця зона отримала свою назву через спосіб, за допомогою якого відбувається постійне перенесення речовини з глибоких шарів у зовнішні - конвекції, або перемішування.
У презентації про зірок головної послідовності можна зазначити той факт, що Сонце є рядовою зіркою в нашій галактиці. Тому низка питань - наприклад, про джерела його енергії, будову, а також утворення спектру - є спільною як для Сонця, так і для інших зірок. Наше світило є унікальним щодо свого розташування – це найближча до нашої планети зірка. Тому її поверхня піддається детальному вивченню.
Фотосфера
Видима оболонка Сонця називається фотосферою. Саме вона випромінює практично всю енергію, яка приходить Землю. Складається фотосфера з гранул, що є довгастими хмарами з гарячого газу. Тут можна також спостерігати і невеликі цятки, які називаються смолоскипами. Їхня температура приблизно на 200 про З вище, ніж навколишня маса, тому вони відрізняються за яскравістю. Смолоскипи можуть існувати до кількох тижнів. Ця стійкість виникає через те, що магнітне поле зірки не дає вертикальним потокам іонізованих газів відхилятися в горизонтальному напрямку.
Плями
Також на поверхні фотосфери іноді з'являються темні області – зародки плям. Нерідко плями можуть розростатися до діаметра, що перевищує діаметр Землі. зазвичай з'являються групами, потім розростаються. Поступово вони дробляться на дрібніші ділянки, доки зникають зовсім. Плями з'являються по обидва боки сонячного екватора. Кожні 11 років їх кількість, а також площа, що займається плямами, досягають максимуму. За переміщення плям Галілей зміг виявити обертання Сонця. Надалі це обертання було уточнено спектральним аналізом.
До цього часу вчені ламають голову над тим, чому період збільшення сонячних плям становить саме 11 років. Незважаючи на прогалини у знаннях, інформація про сонячні плями та періодичність інших аспектів діяльності зірки дають вченим можливість робити важливі прогнози. За допомогою вивчення цих даних можна робити прогнози про настання магнітних бур, порушень у сфері радіозв'язку.
Відмінності від інших категорій
Називається кількість енергії, що випромінюється світилом в одну одиницю часу. Ця величина може бути обчислена за кількістю енергії, яка досягає поверхні нашої планети, за умови, якщо відома відстань зірки до Землі. Світність зірок головної послідовності більша, ніж у холодних зірок з малою масою, і менше гарячих зірок, маса яких становить від 60 до 100 сонячних.
Холодні зірки знаходяться у нижньому правому кутку щодо більшості світил, а гарячі – у лівому верхньому кутку. При цьому у більшості зірок, на відміну від червоних гігантів та білих карликів, маса залежить від показника світності. Більшість свого життя кожна зірка проводить саме на головній послідовності. Вчені вважають, що більш масивні зірки живуть набагато менше, ніж ті, що мають малу масу. На перший погляд, має бути навпаки, адже вони мають більше водню для горіння, і вони повинні його витрачати довше. Однак зірки, що належать до масивних, витрачають своє паливо набагато швидше.
У задачі Зоряна рівновага обговорювалося, що на діаграмі Герцшпрунга - Рассела (що зв'язує колір і світність зірок) більшість зірок потрапляє в «смугу», яку прийнято називати головною послідовністю. Більшість свого життя зірки проводять саме там. Характерною особливістю зірок головної послідовності є те, що їх основне енерговиділення обумовлено «горінням» водню в ядрі, на відміну від зірок типу Т-Тельця або, наприклад, гігантів, про які піде в післямові.
Також обговорювалося, що різні кольори (температура поверхні) і світності (енергія, випромінювана в одиницю часу) відповідають різним масам зірок головної послідовності. Діапазон мас починається від десятих часток маси Сонця (у карликових зірок) і простягається до сотень мас Сонця (у гігантів). Але за масивність доводиться розплачуватися дуже коротким життям на головній послідовності: гіганти проводять на ній лише мільйони років (і навіть менше), тоді як карлики можуть перебувати на головній послідовності до десяти трильйонів років.
У цьому завдання ми «з перших принципів», використовуючи результати попередніх завдань (Зоряна рівновага та Блукання фотона), зрозуміємо, чому головна послідовність - це майже пряма лінія на діаграмі, і як пов'язані на ній світність і маса зірок.
Нехай u– це енергія фотонів на одиницю об'єму (щільність енергії). За визначенням, світність L- Це енергія, випромінювана з поверхні зірки за одиницю часу. По порядку величини \(L\sim \frac(V u)(\tau) \), де V- обсяг зірки, τ - певний характерний час перенесення цієї енергії назовні (той самий час, протягом якого фотон залишає надра зірки). Як обсяг, знову ж таки по порядку величини, можна взяти R 3 , де R- Радіус зірки. Час перенесення енергії можна оцінити як R 2 /lc, де l- Довжина вільного пробігу, яку можна оцінити як 1/ρκ (ρ - щільність речовини зірки, κ - коефіцієнт непрозорості).
У рівновазі щільність енергії фотонів виражається за законом Стефана-Больцмана: u = aT 4 , де a- якась константа, а T- Характерна температура.
Таким чином, опустивши всі константи, отримуємо, що світність Lпропорційна величині \(\frac(T^4 R)(\rho\kappa). \)
Також маємо, що тиск Pмає бути збалансовано гравітацією: \(P\sim \frac(M\rho)(r).\)
Стиснення зірок при їх формуванні зупиняється тоді, коли в самому центрі починається інтенсивне горіння водню, яке чинить достатній тиск. Це відбувається за певної температури Tяка ні від чого не залежить. Тому за великим рахунком, характерна температура (фактично це температура в центрі зірки, не плутати з температурою поверхні!) у зірок головної послідовності однакова.
Завдання
1) У зірок середніх мас (0,5< M/M ☉ < 10) давление обусловлено давлением газа P = ν RT ~ ρ T, а непрозорість (для фотонів) викликана томсонівським розсіюванням на вільних електронах, через що постійний коефіцієнт непрозорості: κ = const. Знайдітьзалежність світності таких зірок від їхньої маси. Оцінітьсвітність зірки, яка в 10 разів масивніша за Сонце (щодо світності Сонця).
2) У маломасивних зірок тиск все ще обумовлено тиском газу, а коефіцієнт непрозорості визначається в основному іншими розсіюваннями і задається наближенням Крамерса: κ ~ ρ/ T 7/2 . Вирішітьте ж завдання для маломасивних зірок, оцінивши світність зірки, яка в 10 разів легша за Сонце.
3) У масивних зірок із масою більше кількох десятків мас Сонця коефіцієнт непрозорості обумовлений лише томсонівськими розсіяннями (κ = const), тоді як тиск зумовлений тиском фотонів, а не газу ( P ~ T 4). Знайдітьзалежність світності від маси для таких зірок, та оцінітьсвітність зірки, яка у 100 разів масивніша за Сонце (будьте обережні, з Сонцем тут порівнювати не можна, потрібно зробити проміжний крок).
Підказка 1
Прийнявши, що M ~ ρ R 3 , скористайтеся наближеними виразами для світності та тиску, а також виразом для щільності та коефіцієнта непрозорості, щоб позбутися ρ. Характерна температура Tскрізь однакова, як зазначалося вище, тому її можна скрізь опустити.
Підказка 2
В останньому пункті для зірок сонячних мас одна залежність, а для важких інша, тому відразу порівнювати з Сонцем не можна. Натомість спочатку порахуйте світність для будь-якої проміжної маси (наприклад, 10 мас Сонця) за формулою для зірок середніх мас, потім, використовуючи формулу для масивних зірок, знайдіть світність зірки в 100 разів важче Сонця.
Рішення
Для зірок, у яких тиск, що протидіє гравітації, забезпечується тиском ідеального газу. P ~ ρ T, можна написати P ~ Mρ/ R~ ρ (прийнявши Tза константу). Таким чином, для таких зірок отримаємо, що M ~ R, Чим ми і скористаємося нижче.
Зауважте, що цей вислів говорить про те, що зірка, яка в 10 разів масивніша за Сонце, має приблизно в 10 разів більший радіус.
1) Прийнявши κ і Tза константи, а також поклавши ρ ~ M/R 3 і скориставшись отриманим вище співвідношенням, отримаємо для зірок середніх мас L ~ M 3 . Це означає, що зірка в 10 разів масивніше Сонце випромінюватиме енергії в 1000 разів більше за одиницю часу (при радіусі, що перевищує сонячний, всього в 10 разів).
2) З іншого боку, для маломасивних зірок, прийнявши κ ~ ρ/ T 7/2 (T- так само константа), маємо L ~ M 5 . Тобто зірка, яка у 10 разів менш масивна ніж Сонце, має світність у 100 000 разів меншу за сонячну (знову ж таки, при радіусі найменше у 10 разів).
3) Для найпотужніших зірок співвідношення M ~ Rвже не працює. Оскільки тиск забезпечений тиском фотонів, P ~ Mρ/ r ~ T 4 ~ const. Таким чином, M ~ R 2 , і L ~ M. З Сонцем відразу порівнювати не можна, оскільки зірок сонячних мас діє інша залежність. Але ми вже з'ясували, що зірка в 10 разів масивніша за Сонце має світність у 1000 разів більшу. З такою зіркою порівняти можна, це дає, що зірка в 100 разів масивніша за Сонце, випромінює приблизно в 10 000 разів більше енергії за одиницю часу. Все це і зумовлює форму кривої головної послідовності на діаграмі Герцшпрунга – Рассела (рис. 1).
Післямова
Як вправу також оцінимо нахил кривої головної послідовності на діаграмі Герцшпрунга-Рассела. Для простоти розглянемо випадок L ~ M 4 - середній варіант між двома, розглянутими у рішенні.
За визначенням, ефективна температура («температура» поверхні)
\[ \sigma T_(\mathrm eff)^4=\frac(L)(4\pi R^2), \]
де σ – деяка постійна. Враховуючи, що M ~ R(як ми знаходили вище), маємо для зірок головної послідовності (у середньому) \(L\sim T_(\rm eff)^8 \). Тобто температура поверхні зірки, яка в 10 разів масивніша за Сонце (і світить у 1000 разів інтенсивніше), буде 15 000 К, а у зірки з масою в 10 разів менша за сонячну (яка світить у 100 000 разів менш інтенсивно) - приблизно 1500 К .
Підіб'ємо підсумок. У надрах зірок головної послідовності відбувається «нагрів» за допомогою термоядерного горіння водню. Таке горіння є джерелом енергії, якої вистачає на трильйони років найлегшим зіркам, на мільярди років зіркам сонячних мас та на мільйони років найважчим.
Ця енергія трансформується на кінетичну енергію газу та енергію фотонів, які, взаємодіючи один з одним, переносять цю енергію на поверхню, а також забезпечують достатній тиск для протидії гравітаційному стиску зірки. (Але у найлегших зірок ( M < 0,5M☉) та важких ( M > 3M☉) перенесення також відбувається за допомогою конвекції.)
На кожній із діаграм на рис. 3 зображені зірки з одного скупчення, тому що зірки з одного і того ж скупчення, імовірно, були утворені в один і той же час. На середній діаграмі показані зірки скупчення Плеяди. Як видно, скупчення ще дуже молоде (його вік оцінюють у 75-150 млн немає), і основна частина зірок знаходиться на головній послідовності.
На лівій діаграмі зображено ще сформоване скупчення (віком до 5 млн років), в якому більшість зірок ще навіть не «народилося» (якщо народженням вважати вступ на головну послідовність). Ці зірки дуже яскраві, оскільки основна частина їхньої енергії зумовлена не термоядерними реакціями, а гравітаційним стиском. Фактично, вони все ще стискуються, поступово рухаючись вниз по діаграмі Герцшпрунга - Рассела (як показано стрілкою), поки температура в центрі не виросте достатньо, щоб запустити ефективні термоядерні реакції. Тоді зірка опиниться на головній послідовності (чорна лінія на діаграмі) і буде там якийсь час. Варто також відзначити, що найважчі зірки ( M > 6M☉) народжуються вже на головній послідовності, тобто, коли вони формуються температура, в центрі вже досить висока, щоб ініціювати термоядерне горіння водню. Через це важких протозірок (ліворуч) на діаграмі ми не бачимо.
На правій діаграмі показано старе скупчення (віком 12700000000 років). Очевидно, що більшість зірок вже залишило головну послідовність, рухаючись «вгору» по діаграмі і стаючи червоними гігантами. Докладніше про це, а також горизонтальну гілку ми поговоримо в інший раз. Однак тут варто відзначити, що найважчі зірки залишають головну послідовність раніше за всіх (ми вже зазначали, що за велику світність доводиться платити коротким життям), тоді як найлегші зірки (праворуч від головної послідовності) продовжують перебувати на ній. Таким чином, якщо для скупчення відома «точка перегину» - місце, де обривається головна послідовність і починається гілка гігантів, можна досить точно оцінити, скільки років тому зірки сформувалися, тобто знайти вік скупчення. Тому діаграма Герцшпрунга-Рассела приносить користь для ідентифікації дуже молодих і дуже старих скупчень зірок.
У 1910 р. двоє астрономів — данець Ейнар Герцшпрунг та американець Генрі Ресселл — незалежно один від одного вирішили з'ясувати, як залежить світність зірки від її спектрального класу чи кольору. Для цього вони нанесли на графік дані про всі відомі на той час спектральні класи та світимості зірок. У лівій частині діаграми розташувалися гарячі білі та блакитні зірки, у правій — холодні червоні, вгорі ті, що випромінюють багато енергії, внизу ті, які скупляться на випромінювання. Якби залежність спектр-світимість була однозначною, на діаграмі утворилася б пряма лінія, якби ніякої залежності взагалі не існувало, точки розташувалися б у всьому полі діаграми.
Вийшло щось зовсім інше: точки, що відповідають тим чи іншим зіркам, згрупувалися у різних галузях. Найбільше їх (близько 90%) розмістилося на діагоналі, проведеній з лівого верхнього кута (зірки класів О і В, що випромінюють багато енергії) до нижнього правого кута (слабкі червоні зірки). Цю діагональ астрономи назвали "головною послідовністю". Вище горизонтально простяглася послідовність зірок із найбільшою світністю, які назвали гігантами, оскільки для того, щоб випромінювати стільки енергії, зірка повинна мати дуже велику поверхню. Ще вище, над послідовністю гігантів, розташувалися гіпергіганти та надгіганти, а між гігантами та головною послідовністю - субгіганти.
Заповненою виявилася ще одна область - у лівому нижньому кутку розмістилися гарячі зірки малої світності, які називають білими карликами - адже для того, щоб випромінювати мало енергії, гаряча зірка має бути дуже маленькою.
Вченим спочатку здавалося, що протягом свого життя зірки проходять шлях уздовж головної послідовності — поступово втрачаючи енергію та остигаючи. Однак, насправді все виглядає складніше. «Новонароджена» зірка майже одразу «сідає» на головну послідовність, а її місце в ній залежить насамперед від маси — чим більша маса, тим більше місце вона займає. Там зірка і проводить більшу частину свого життя. Тому на головній послідовності і «зібралося» найбільшу кількість зірок.
Але коли водневе «паливо» добігає кінця, зірка починає змінювати свій вигляд. Її оболонка починає набухати, зірка стрімко збільшується і переходить до класу червоних гігантів, змінюючи місце на діаграмі. Потім остигаюча оболонка скидається - і залишається тільки розпечене ядро зірки. Світло з'являється новий білий карлик.
Так живуть зірки головної послідовності, зокрема й наше Сонце. В інших типів зірок «біографія» і складніша, і багатша подіями.
За допомогою діаграми Герцшпрунга-Ресселла нерідко вдається визначати вік віддалених зоряних скупчень. Якщо всі зірки скупчення лежать на головній послідовності - скупчення молоде, якщо частина зірок вже залишила головну послідовність - його вік значно більше.
Ранні спектральні класи) в нижній правий кут (низькі світності, пізні спектральні класи) діаграми. Зірки головної послідовності мають однакове джерело енергії («горіння» водню, в першу чергу, CNO-цикл), у зв'язку з чим їхня світність і температура (спектральний клас) визначаються їх масою:
L = M 3,9 ,де світність Lта маса Mвимірюються в одиницях сонячної світності та маси, відповідно. Тому початок лівої частини головної послідовності представлено блакитними зірками з масами ~50 сонячних, а кінець правої - червоними карликами з масами ~0,0767 сонячних.
Існування головної послідовності пов'язане з тим, що стадія горіння водню становить ~90% часу еволюції більшості зірок: вигоряння водню в центральних областях зірки призводить до утворення ізотермічного ядра гелієвого, переходу до стадії червоного гіганта і догляду зірки з головної послідовності. Відносно коротка еволюція червоних гігантів призводить, залежно від їхньої маси, до утворення білих карликів, нейтронних зірок або чорних дірок.
Ділянка головної послідовності зоряних скупчень є індикатором їх віку: так як темпи еволюції зірок пропорційні їх масі, то для скупчень існує «ліва» точка обриву головної послідовності в області високих світимостей і ранніх спектральних класів, що залежить від віку скупчення, оскільки зірки з масою деяка межа, заданий віком скупчення, пішли з головної послідовності (див. рис., Чітко видно точка відходу з головної послідовності на галузь червоних гігантів). Час життя зірки на головній послідовності залежно від початкової маси зірки Mпо відношенню до сучасної маси Сонця можна оцінити за емпіричною формулою:
Напишіть відгук про статтю "Головна послідовність"
Примітки
також
Література
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Уривок, що характеризує Головна послідовність
«Однак, здається, ніхто не помітив», думав Ростов. Ніхто нічого не помітив, тому що кожному було знайоме те почуття, яке відчув уперше необстрілений юнкер.- Ось вам реляція і буде, - сказав Жерков, - дивишся, і мене в підпоручики зроблять.
— Доповіть князеві, що я міст запалював,— сказав урочисто й весело полковник.
– А коли про втрату спитають?
- Пустячок! – пробашив полковник, – два гусари поранено, і один наповал, – сказав він з радістю, не в силах утриматися від щасливої усмішки, звучно відрубуючи гарне слово наповал.
Переслідувана стотисячною французькою армією під начальством Бонапарта, що зустрічається вороже розташованими жителями, не довіряючи більше своїм союзникам, відчуваючи нестачу продовольства і змушена діяти поза всіма передбачуваними умовами війни, російська тридцятип'ятитисячна армія, під начальством Кунозова, під керівництвом Кутузова, бувала наздогнута ворогом, і відбиваючись арієргардними справами, лише наскільки це було потрібно для того, щоб відступати, не втрачаючи тяжкості. Були справи при Ламбаху, Амштетені та Мельку; але, попри хоробрість і стійкість, визнавану самим ворогом, з якою билися росіяни, наслідком цих справ був лише найшвидший відступ. Австрійські війська, що уникнули полону під Ульмом і приєдналися до Кутузову у Браунау, відокремилися тепер від російської армії, і Кутузов був лише своїм слабким, виснаженим силам. Захищати більше Відень не можна було й думати. Замість наступальної, глибоко обдуманої, за законами нової науки – стратегії, війни, план якої було передано Кутузову під час його перебування у Відні австрійським гофкригсратом, єдина, майже недосяжна мета, що представлялася тепер Кутузову, полягала у тому, щоб, не занапастивши армії подібно до Маку під Ульмом, з'єднатися з військами, що йшли з Росії.
28 жовтня Кутузов з армією перейшов на лівий берег Дунаю і вперше зупинився, поклавши Дунай між собою і головними силами французів. 30 го він атакував дивізію Мортьє, що знаходилася на лівому березі Дунаю, і розбив її. У цій справі вперше взяті трофеї: прапор, знаряддя та два ворожі генерали. Вперше після двотижневого відступу російські війська зупинилися і після боротьби як утримали полі бою, але прогнали французів. Незважаючи на те, що війська були роздягнені, виснажені, на одну третину ослаблені відсталими, пораненими, убитими та хворими; незважаючи на те, що на тій стороні Дунаю були залишені хворі та поранені з листом Кутузова, що доручав їх людинолюбству ворога; незважаючи на те, що великі госпіталі і будинки в Кремсі, звернені до лазаретів, не могли вже вміщати в собі всіх хворих і поранених, – незважаючи на все це, зупинка при Кремсі та перемога над Мортьє значно підняли дух війська. У всій армії і в головній квартирі ходили найрадісніші, хоч і несправедливі чутки про уявне наближення колон з Росії, про якусь перемогу, здобуту австрійцями, і про відступ зляканого Бонапарта.
Князь Андрій перебував під час битви за вбитого в цій справі австрійського генерала Шміта. Під ним був поранений кінь, і сам він був злегка подряпаний в руку кулею. На знак особливої ласки головнокомандувача він був посланий з звісткою про цю перемогу до австрійського двору, що вже не у Відні, якому загрожували французькі війська, а Брюнне. У ніч битви, схвильований, але не втомлений (незважаючи на своє несильне на вигляд додавання, князь Андрій міг переносити фізичну втому набагато краще за найсильніших людей), верхи приїхавши з донесенням від Дохтурова в Кремс до Кутузова, князь Андрій був тієї ж ночі відправлений кур'єром у Брюнн. Відправлення кур'єром окрім нагород означало важливий крок до підвищення.
Зірки головної послідовності
Одиниці виміру
Більшість зоряних показників зазвичай виявляється у СІ, але й СГС (наприклад, світність виявляється у ергах на секунду). Маса, світність та радіус зазвичай даються у співвідношенні з нашим Сонцем:
Для позначення відстані до зірок прийняті такі одиниці як світловий рік та парсек
Великі відстані, такі як радіус гігантських зірок або велика піввісь подвійних зіркових систем, часто виражаються з використанням
астрономічної одиниці (а. е.) - середня відстань між Землею та Сонцем (150 млн км).
Рис.1 – Діаграма Герцшпрунга-Рассела
Види зірок
Класифікації зірок почали будувати відразу після того, як почали одержувати їх спектри. У першому наближенні спектр зірки можна описати як спектр чорного тіла, але з накладеними на нього лініями поглинання чи випромінювання. За складом і силою цих ліній зірці присвоювався той чи інший певний клас. Так роблять і зараз, однак, нинішній поділ зірок набагато складніший: додатково воно включає абсолютну зоряну величину, наявність або відсутність змінності блиску і розмірів, а основні спектральні класи розбиваються на підкласи.
На початку XX століття, Герцшпрунг і Рассел нанесли на діаграму «Абсолютна зоряна величина» - «спектральний клас» різні зірки, і виявилося, що більша їх частина згрупована вздовж вузькою кривою. Пізніше ця діаграма (нині називається Діаграма Герцшпрунга-Рассела) виявилося ключем до розуміння та досліджень процесів, що відбуваються всередині зірки.
Тепер, коли є теорія внутрішньої будови зірок та теорія їхньої еволюції, стало можливим і пояснення існування класів зірок. Виявилося, що все різноманіття видів зірок - це не більше ніж відображення кількісних характеристик зірок (такі як маса та хімічний склад) та еволюційного етапу, на якому зараз знаходиться зірка.
У каталогах і на листі клас зірок пишеться в одне слово, при цьому спочатку йде буквене позначення основного спектрального класу (якщо клас точно не визначений, пишеться буквений діапазон, наприклад, O-B), далі арабськими цифрами уточнюється спектральний підклас, потім римськими цифрами йде клас світності (номер області на діаграмі Герцшпрунга-Рассела), а потім йде додаткова інформація. Наприклад, Сонце має клас G2V.
Найбільш численний клас зірок становлять зірки головної послідовності, такого типу зірок належить і Сонце. З еволюційної погляду головна послідовність - те місце діаграми Герцшпрунга-Рассела, у якому зірка перебуває більшу частину свого життя. У цей час втрати енергії на випромінювання компенсуються рахунок енергії, що виділяється в ході ядерних реакції. Час життя на головній послідовності визначається масою і часткою елементів важче гелію (металлічністю).
Сучасна (гарвардська) спектральна класифікація зірок, розроблена в Гарвардській обсерваторії у 1890 – 1924 роках.
| Основна (гарвардська) спектральна класифікація зірок | ||||
| Клас | Температура, K | Справжній колір | Видимий колір | Основні ознаки |
| O | 30 000-60 000 | блакитний | блакитний | Слабкі лінії нейтрального водню, гелію, іонізованого гелію, багаторазово іонізованих Si, C, N. |
| B | 10 000-30 000 | біло-блакитний | біло-блакитний та білий | Лінії поглинання гелію та водню. Слабкі лінії H та К Ca II. |
| A | 7500-10 000 | білий | білий | Сильна бальмерівська серія, лінії H та К Ca II посилюються до класу F. Також ближче до класу F починають з'являтися лінії металів |
| F | 6000-7500 | жовто-білий | білий | Сильні лінії H і К Ca II, лінії металів. Лінії водню починають слабшати. З'являється лінія Ca I. З'являється та посилюється смуга G, утворена лініями Fe, Ca та Ti. |
| G | 5000-6000 | жовтий | жовтий | Лінії H та К Ca II інтенсивні. Лінія Ca I та численні лінії металів. Лінії водню продовжують слабшати, з'являються смуги молекул CH та CN. |
| K | 3500-5000 | помаранчевий | жовтувато-жовтогарячий | Лінії металів та смуга G інтенсивні. Лінії водню майже непомітно. З'являється смуги поглинання TiO. |
| M | 2000-3500 | червоний | оранжево-червоний | Інтенсивні смуги TiO та інших молекул. Смуга G слабшає. Досі помітні лінії металів. |
Коричневі карлики
Коричневі карлики - це тип зірок, у яких ядерні реакції будь-коли могли компенсувати втрати енергії випромінювання. Довгий час коричневі карлики були гіпотетичними об'єктами. Їх існування передбачили в середині XX ст., ґрунтуючись на уявленнях про процеси, що відбуваються під час формування зірок. При цьому 2004 року вперше було виявлено коричневий карлик. На сьогоднішній день відкрито чимало зірок подібного типу. Їх спектральний клас М - T. Теоретично виділяється ще один клас - позначається Y.
Зірки головної послідовності - поняття та види. Класифікація та особливості категорії "Зірки головної послідовності" 2017, 2018.