Back to site
Since 2004, our University project has become the Internet's most widespread web hosting directory. Here we like to talk a lot about web servers, web development, networking and security services. It is, after all, our expertise. To make things better we've launched this science section with the free access to educational resources and important scientific material translated to different languages.

SPECTRA

Ştim ce stelele sunt realizate din, stiu de structurile lor şi viaţa lor, numai pentru că suntem capabili să observe şi să analizeze spectrele lor. Neîntreruptă lumina stelelor ne permite sa admire caracteristicile unei stele externe; spectrul său ne permite să privim în sufletul ei.

DISCIPLINE
Absorbţia linii Linii de absorbţie în spectrele stelare Vârsta şi Galaxy Analiza de liniile de absorbtie Atomii şi elementele chimice
Clase chimice de stele Clasificarea Stele Distanţe din spectrele Stele duble Spectrului electromagnetic
Undele electromagnetice Linii de emisie Nebuloase de emisie Interacţiunea Stele dublu Ionii
Izotopi Luminozitate clase Molecule Nebular spectrele Fotoni şi energie
Planetele Radiaţii de Materie Radioactivitate Reflecţie, refracţie, dispersie şi Single dubla Stele linie
Spectral secvenţă Clase spectrale / caracteristici Şir spectral / interpretare Spectrograf Subdwarfs
Vitezele Visual spectrului de frecvenţe


Acest site, strâns cuplate la naturi a Stars şi Hertzsprung-Russell (HR) Diagrama, oferă o introducere la spectrele de stele si obiecte cereşti aliate. Aici vom examina modul principal în care astronomii au invatat atat de multe despre stele. "Spectra" este încorporat cu link-uri care vă va duce înapoi la părţile corespunzătoare din cele de mai sus două site-uri.

Înapoi la STARS.

Vizual spectrului de frecvenţe

Lumina soarelui trece printr-o prismă triunghiulară sau sări-l de pe suprafaţa fin canelat de un disc audio compact şi vezi-l sparge voios într-o bandă de culoare stralucitoare pură, ei "spectrul de frecvenţe," familiare în culorile unui curcubeu, în lumina strălucitoare din nou zăpadă căzută, în inele şi halouri în jurul unui parţial înnorat Soarele şi Luna, în flash-ul de un diamant tăiat, şi în alte atat de multe fatete ale naturii. Culori clasice portocaliu roşu, galben, verde, albastru, violet şi conectaţi într-un număr aparent infinit de nuante, un amestec fără probleme în viitor. Împreună, acestea constituie "spectrul vizual" (sau "spectrul de frecvenţe optică"), deoarece este o parte a întregului spectru care se vede cu ochiul uman.

curcubeu

Curcubeu este un spectru naturale cauzate de refracţie şi de reflectare a luminii solare prin intermediul picăturilor de ploaie, şi arată că lumina soarelui constă dintr-o alerga continuu - - un continuum - de culori de la rosu la violet. Notă arcul slab exterior cauzate de reflexiile dublu în interiorul picăturilor de ploaie. Fotografie de JB Kaler

Extinderea lumina: a spectrului electromagnetic

Stand în aer liber pentru a vedea şi simţi radiaţii revarsă din Soare. Cea mai mare parte a energiei din Univers este transportat în acest fel, prin radiaţii. Spectrul vizual de lumina, cu toate acestea, este doar o parte foarte mică din imaginea de ansamblu, de un spectru foarte mare de radiaţii, care se extinde in ambele sensuri de la marginile de curcubeu. Dacă cu ochii supraomeneşti ai putea vedea dincolo de roşu, v-ar întâlni "infraroşu" - simţeam ca şi cum de căldură pe piele - care ar fuziona treptat în familiar "radio" porţiune a spectrului de frecvenţe. Mai scurte decât violet v-ar vedea ultraviolete, ceea ce ne dă se bronzeaza şi arsurile solare, iar apoi v-ar întâlni mult mai periculoase raze X şi raze gamma în cele din urmă de moarte.

emspectrum

Spectrului electromagnetic se execută de la raze gamma scurt la stânga la undele radio lung la dreapta. Bandă îngustă vizual, rupte în culorile sale majore, este în mijloc. De la "Astronomie! A Brief Edition," JB Kaler, Addison-Wesley, 1997.

Undele electromagnetice

Cu excepţia pentru energia pe care le efectuează, toate porţiuni ale spectrului de frecvenţe - lumina obisnuita, infraroşu, radio, ultraviolete - sunt în mod fundamental aceleaşi. Ei sunt uniti de gandesti la ei ca "undelor electromagnetice," valuri de alternative tărie în câmpuri electrice şi magnetice că toate deplasa prin spaţiu la "viteza luminii" (numit "c") de 300.000 de kilometri pe secundă (186,000 mile pe secundă ), de opt ori in jurul Pamantului in capusa de un ceas. Diferite tipuri de radiatii au pur şi simplu lungimi de undă diferite, care este, separaţii între crestele în două valuri succesive. Radiaţii vizual este în mijloc, cu lungimi de undă care se extind de la 0.00004 centimetri pentru lumina violet la aproximativ 0.00007 centimetri pentru roşu extreme. Aceste lungimi de unda sunt atat de scurte ca astronomii folosesc o unitate mica de la distanţă, "Angstrom" (A), care este 0.00000001 centimetri lungime. Limita de violet, prin urmare, intră la 4000 A si limita de roşu în apropierea 7000 A sau un pic mai mult. Infraroşu curge de la roşu la limita cu privire la milimetru 0.1, şi radio pentru atâta timp cât doriţi, chiar la km. Ultraviolet se desfasoara in perioada 4000 A la aproximativ 100 A, raze X pentru a prelua aproximativ 1 A, şi acestea sunt urmate de raze gamma a cunoscut nici o limită inferioară. Divizii denumite sunt artificiale şi servesc doar pentru a bloca segmente mari spectrale.

Fotoni şi energie

Deşi lumina si partenerii sai pot actiona ca niste valuri, în acelaşi timp, ele pot actiona ca un flux de particule. Într-un sens brut, aceste particule, numite "fotoni", transporta valuri. Cea mai mică lungimea de undă a fotonului mai multa energie le desfăşoară, că este, mai mare capacitatea de a fotonului de a acţiona pe unele substanţă fizică. Undele radio sunt, în general, pe termen lung benigne. Poţi trăi lângă un emitator radio de mare putere, cu nici un efect asupra ta si sunt destul de conştienţi de toate fotoni radio pe care în mod constant înconjoară şi să treacă prin voi. Mai scurte-val fotonii au efecte ce în ce mai puternic. Infraroşu este resimţită sub formă de căldură, radiaţii vizuale excită chimie a ochiului, arsuri ultraviolete, şi nimeni nu vrea să stea în faţa unui activ cu raze X pentru mult timp. Un singur foton de raze gamma poate transporta energie de fotoni de radio de peste un milion de milioane de milioane.

Reflecţie, refracţie, dispersie şi

Lumina si partenerii sai poate fi manipulat într-o varietate de moduri. Familiar cel mai mult este "reflecţie", în care lumina este returnate dintr-o suprafaţă, lumina care vine de pe acelaşi unghi la care hit-uri, rezultând în faţa ta nedistorsionate privi înapoi la tine dintr-o oglindă. Radiaţii călătoreşte la "c" numai într-un vid. Atunci când trece într-o substanţă, el încetineşte şi pot fi indoite, un fenomen comun numit "refracţie". Efectul este uşor de văzut atunci când se uită la ceva prin intermediul apei. Refracţie de o lentila curbata se concentrează radiatii pentru a crea o imagine. Se întoarse spre cer şi a ataşat la un detector, a cristalinului devine un telescop astronomic. (O oglinda curbe poate crea o imagine asemănătoare, prin reflecţie.) Viteza de o unda electromagnetica intr-un mediu depinde de lungimea de unda. Violet lumina este încetinită într-un pahar de apă în mod semnificativ mai mult decat lumina rosie. Ca urmare undele mai scurte vizuale refracta mai mult decat cele mai lungi. Lumina refractata este, prin urmare, "dispersat" sau întins în spectrul său, creând un curcubeu - sau spectrul unei stele. Spectra poate fi, de asemenea, creat de interferenţa undelor de lumină, fenomen care face modele viu colorate data vazut reflectate de pe un disc audio compact şi halouri adesea observate de lângă o Lună luminos, parţial înnorat.

Spectrograf

Astronomii produc spectrele prin intermediul unui "spectrograf" aplicată pe telescop. Cea mai veche forma de dispozitivul a fost vizual (un spectroscop), şi a constat în ceva mai mult decat o prismă într-un tub fixat la sfârşitul telescop, lumina refractate concentrat de către un observator al ocularului. Prin rândul său, a secolului 20, spectrele au fost înregistrate fotografic. La mijlocul secolului, prisme au fost înlocuite cu "gurile de difracţie," suprafeţe fin a hotărât că produc spectre de interferenţa undelor de lumină. În spectrograf modernă, lumina este trimis de la telescop pe o "colimator", o oglindă curbată care îndreaptă fasciculul convergente. Colimator trimite fascicul de la un grilaj care să reflecte faptul că face un spectru, de culoare deschisa, apoi sa axat de un aparat de fotografiat pe un detector, de obicei o "taxa-coupled device," sau "CCD", care înregistrează spectrele digital. Spectra sunt observate frecvent reproduse fie fotografic sau grafic.

spectrograf

Spectrograf, montate la baza telescopului (observate la partea de sus), concediu de lumină în culorile sale componente şi înregistrările spectrului de frecvenţe. Lumina de la o stea merge direct la colimator la partea de jos a instrumentului şi este reflectată înapoi până la o reţea de difracţie în mijloc. Acesta este apoi reflectată în jos şi la stânga la un detector digital pentru stocarea şi afişarea pe un terminal video. Universitatea din Arizona steward Observatorului spectrograf fotografie de JB Kaler

Atomii şi elementele chimice

Energie electromagnetică nu poate fi separat de materie. Într-adevăr, contează atât creează şi distruge radiaţii. Toată materia din jurul nostru se face în cele din urmă din particule minuscule, de "atomi" de diferite tipuri. Acestea, la randul lor sunt alcatuite din particule încă-mai mici. Atom, într-un sens conceptual, poate fi gandit ca formată dintr-un nucleu din unul sau mai multe protoni (particule care transporta sarcini pozitive electrice) şi neutroni (particule neutre cu mase aproximativ egale cu cele de protoni). Un fel de atom - sau "element chimic" - dacă pe bază de hidrogen, oxigen, sau fier, depinde numai de numarul de protoni din nucleu (pentru aceste, 1, 8, şi 26 respectiv). Nucleul este inconjurat de un nor de electroni mult mai uşoare, care transporta sarcini negative electric exact egal în suma de la cele purtate de protoni. Electronii sunt legaţi de nucleu de "forta electromagnetica", forţa responsabilă pentru producerea de radiaţii electromagnetice. Protonii sunt legate împreună, chiar dacă din aceeaşi acuzaţie de mult mai puternic cu rază scurtă de "forţă puternică," care este efectuată de către ambele protoni si neutroni, dar nu şi de electroni. Neutronii de locuri de muncă "este de a adăuga forţe puternice pentru a mentine nucleul împreună.

Ionii

Un atom de normal, cu un număr egal de protoni şi electroni, este electric neutru. Ai nici un soc electric prin atingerea Materie în starea sa normală. Este uşor, cu toate acestea, pentru a elimina electronii dintr-un atom şi să-l dezechilibru electric. Rezultatul este o îndepărtare de electroni incarcate pozitiv "Ion". De fapt, toţi electronii pot fi îndepărtate pentru a descoperi un nucleu goale. Hidrogen, cu un electron şi un proton, dar are o ionizare "de stat" (protoni singuri). De fier, cu 26 de electroni a 26 de state ionizare, fiecare mai mult decât pozitiv perceput următoare, ca de electroni şi mai multe sunt luate departe.

Molecule

Electronii de două sau mai multe atomi pot legătură într-împreună pentru a forma legături chimice care fac moleculele din elementele chimice. Atomii pot fi la fel sau pot fi diferite. Exemple obişnuite de "compuşi chimici" sunt oxigen molecular (doi atomi de oxigen blocat împreună), apă (doi atomi de hidrogen, cuplat cu un atom de oxigen), şi dioxid de carbon (doi atomi de oxigen şi un carbon). Moleculele au caracteristici care sunt complet diferite de atomi de componenta lor. Nu există nici o limită pentru numărul de atomi care pot fi legate, şi, ca urmare, există un număr infinit de tipuri de molecule, de colectare a, care ne dă toate bogăţiile lumii naturale, inclusiv viaţa.

Izotopi

Numărul de neutroni prezenţi în orice fel de nucleu atomic nu este fixă. Toţi atomii au un set de variante numite "izotopi", în care numărul de protoni este acelaşi, dar numărul de neutroni este diferit. De exemplu, cel mai comun tip de hidrogen are un singur proton. Dar aveţi posibilitatea să ataşaţi un neutron la proton şi au încă hidrogen. Acest formular grele, numit "deuteriu," este prezent în natură. Aproximativ 0,001% din toată apa beti este oxid de deuteriu în loc de apă normală, dar, pentru că izotopi diferite ale unui atom au despre proprietăţile chimice aceeaşi, deuteriu are nici un efect special pe tine. Cea mai mare parte mare de fier (92%), are 30 neutroni, cuplat la cele 26 de protoni, dar 6% are 28 de neutroni, are 31 de 2% şi un rest mic 32 neutroni. Unele elemente, cum ar fi beriliu şi scandiu, dar au unul stabil (a se vedea mai jos) izotopilor. Tin, cu 10, deţine numărul de înregistrare.

Radioactivitate

Pentru orice atom există o limită pentru numărul de neutroni permise, care este, cu privire la numărul de izotopi diferite stabile. Dacă există neutroni prea multe sau prea puţine, nucleul devine instabil şi se prăbuşeşte cu emisiile de particule (neutroni, nuclee de heliu, electroni) şi de înaltă energie radiaţii electromagnetice (raze gamma în special). Astfel de "radioactive" izotopi poate fi destul de periculos. Un izotop radioactiv se dezintegrează departe, la o rată constantă definită de ei "Half-Life," timpul este nevoie de jumătate din substanţa să se transforme într-un produs brichetă. Mai scurt de înjumătăţire, mai periculos izotop. Unii izotopi radioactivi ultima de miliarde de ani, altele pentru fractiuni de secunda. Unele elemente chimice nu au izotopi stabili, la toate şi, prin urmare, sunt rare. Toate elementele mai grele decât bismut (83 protoni) sunt radioactive, inclusiv set radiu familiare şi uraniu. Uraniu (92 protoni) are un timp de înjumătăţire foarte lung, si ca se dezintegreaza de a conduce, ea produce radiu al Pământului (88) de-a lungul drum. Cele mai multe dintre heliu de pe Pamant este un produs de degradare astfel. Având în vedere că ratele de dezintegrare a diferitelor elemente radioactive sunt cunoscute de la laborator, raportul dintre abundenţa de elementul părinte (uraniu, de exemplu), la produsul fiica (de uraniu, un izotop specifice de plumb), intr-o roca dă vârsta rock, timp deoarece se solidificat. Putem, prin urmare, data de naştere a sistemului solar şi Soare la 4,5 miliarde de ani de la varsta de cele mai vechi roci (meteoriţi şi roci de pe Luna).

Radiaţii de Materie

Normal non-radioactiv Materie poate radia de asemenea, nu de dezintegrare nucleară, ci ca un rezultat de căldură care le conţine. Un fel de radiaţii emise depinde de temperatura. Dacă porniţi prajitor de paine dvs. în întuneric, puteţi vedea o stralucire, spectrul vizual radiate de metalul fierbinte. The mai fierbinte elementul prăjitor de pâine de radiante, este mai mare de energie a radiaţiei se poate emite. La temperaturi scăzute vedeţi numai roşu, dar dacă ar putea creşte la temperatură înaltă, de ajuns, prăjitor de pâine ar emite lumina albastra si apoi violet, precum şi roşu. La aproximativ un milion de grade Kelvin (grade Celsius peste zero absolut, -273 grade C), ar emite chiar raze gamma (şi să ardă într-adevăr pâine prăjită). La temperaturi foarte scăzute se va radia în continuare. La câteva sute de grade, temperatura din bucatarie, se radiaza infraroşu. Chiar şi în frig de spaţiul interstelar, prăjitor de pâine ar produce fotoni de radio (pâine prăjită spaţiu?). Ca regulă generală, ca temperatura urca, un organism produce o radiaţie ce în ce mai la toate lungimile de unda shortward de o limită care împinge tot mai mult spre lungimi de undă mai scurte. (Un organism de radio rece radiază, unul mai cald infraroşu şi un radio, mai cald încă vizuale, infraroşu, şi radio, şi aşa mai departe, toate tipurile prezente în creştere în suma cu creşterea temperaturii.) Un gaz sub presiune de mare va radia, precum şi o fierbinte solide. Culori de stele astfel, să reflecte stele temperatura, roşiatică rece (3000 la 4000 grade Kelvin), cele albăstruie cald (peste 20.000 de grade Kelvin). Ca rezultat, putem determina temperatura unei stele din culoarea sa, mai precis de la mai multe detalii despre modul în care radiaţia este distribuit pe întreg spectrul său.

Absorbţie "linii"

Acum du-te la inima problemei, pentru a interacţionează radiaţii cât de liber-zboară cu atomii să ne dea informaţii detaliate despre stele şi alte organisme celeste. Trimite radiaţii dintr-un solid fierbinte, incandescent printr-un gaz de densitate scăzută şi priviţi ce se întâmplă. Electroni care înconjoară un atom are o energie minim sub care nu pot merge (o descoperire a "mecanicii cuantice", realizate în prima parte a secolului 20). Electronii vor căuta firesc acest nivel mai scăzut de energie. Dacă mutaţi electronii pasivă, departe de nucleu, le dai mai multa energie. Cu toate acestea, electronii sunt foarte specifice despre ce energii care le vor întreprinde. Pentru orice atom dat sau ion, doar anumite energii specifice de electroni, care este, nivelurile specifice de energie, sunt permise. Electronii pot fi mutate de la un nivel de energie la altul prin ciocniri între atomi sau prin absorbţie de fotoni. Cu toate acestea, un electron într-un anumit nivel nu poate absorbi o parte a unui foton, dar trebuie să absoarbă toate sau nici unul din el. Ca urmare, numai fotoni cu energii special, cele care corespund în vedere diferenţele dintre nivelurile de energie diferite, pot fi absorbite din fluxul de radiatii care trece. Deoarece energia fotonica corespunde lungime de undă, numai lungimi de unda specifice (sau culori) pot fi absorbite. Şi, dat fiind că structurile de electroni sunt diferite pentru fiecare tip de atom sau ion, energiile fotonice care fiecare tip vor absorbi, de asemenea, sunt diferite. Când ne uităm la spectrul de frecvenţe de la sursa de fierbinte, după ce a trecut prin gazul de joasă densitate, vedem, prin urmare, lacunele înguste de la lungimi de undă special în cazul în care lumina este diminuată sau chiar disparut cu totul. Din cauza modului în care apar, aceste lacune sunt numite "linii de absorbţie." Fiecare atom sau ion are un set unic de liniile de absorbtie. Hidrogenul are doar patru în spectrul vizual: la lungimi de undă de 6563 A în roşu (numite H-alfa), la 4861 A, în albastru (H-beta), şi la 4340 A (H-gamma) şi 4101 A H ( - delta) în violet), întrucât a mii de fier.

H-absorbţie

Linii întunecate de absorbţie pe bază de hidrogen să apară împotriva unui spectru vizual continuu, în lumina spectrului de frecvenţe absorbită de intervenţie atomi de hidrogen. De la "Astronomie! A Brief Edition," JB Kaler, Addison-Wesley, 1997.

Linii de absorbţie în spectrele stelare

Mai adânc te duci într-o stea, mai calde şi mai dens de gaz. Straturile inferioare tind să radieze toate culorile mai degraba ca un solid fierbinte, în timp ce straturile superioare actul de ceva de genul de gaze de joasă densitate din ultimul paragraf prin care trece radiaţii. Stelele sunt făcute din acelaşi material ca şi cele din Pământului (deşi nu în aceeaşi proporţie), şi conţin toate elementele chimice ale naturii. Ca urmare, spectrul unei stele afişează un amestec extraordinar de linii de absorbţie. Peste 100.000 de linii de absorbţie sunt vizibile în spectrul Soarelui.

solar spectrului de frecvenţe

Spectrul solar este umplut cu linii de absorbţie de la culori speciale sau lungimi de undă, fiecare linie intunecata asociată cu un anumit atom sau ion. Pereche de portocaliu, de exemplu, sunt făcute de sodiu neutru, trio-ul în galben de magneziu. Kitt Peak National Observatory.

Analiza de liniile de absorbtie

Liniile de absorbţie în Soare şi stele pot fi identificate cu elementele chimice individuale sau compuşi moleculare prin compararea poziţiile lor în spectrul de frecvenţe (lungimi de undă lor), cu cele observate din surse pur în laborator. Unele absorbţii sunt foarte slabe, goluri doar superficial în spectrul de frecvenţe, în timp ce altele sunt complet negre. "Rezistenţă" a unei linii de absorbţie - cantitatea de energie eliminate din spectrul de frecvenţe - depinde de cantitatea de element chimic special în stea care produce linia şi cu privire la eficienţa de absorbţie. Eficienţa este crucială. Hidrogenul domină Soare, dar liniile de absorbtie a calciului ionizat domina spectrul solar, chiar dacă nu există 440000 de ori mai mult pe bază de hidrogen de calciu. Hidrogenul are o eficienţă scăzută de absorbţie, în timp ce de calciu ionizat este foarte mare. Eficienţa depinde de disponibilitatea de electroni pentru a trece la energii mai mari şi pe factori atomice, şi anume probabilitatea de absorbţie, în prezenţa unui foton care trece. Eficienţă depinde foarte mult de temperatură şi poate fi calculată din teorie sau măsurată în laborator. Odata ce acestea sunt cunoscute, putem calcula abundenţa de atomi de la punctele forte ale liniilor de absorbţie şi se calculează, prin urmare, de compoziţia chimică a partea exterioară a unei stele. Punctele forte relativ linia de absorbţie poate fi, de asemenea, utilizată pentru a găsi temperaturi şi densităţi.

solar spectrului de frecvenţe

Soarele afişează un număr enorm de linii spectrului de frecvenţe, de peste trei duzini care apar aici, într-un A-20 la nivel întind în partea galbenă a spectrului de frecvenţe. Numeral roman "I" vine de la Ion neutru al unui element, "II" pentru versiunea dată-ionizate. Linii diferite au concentraţii diferite. Liniile ionizat de fier sunt aproape negru, întrucât aceste produse de mult mai rar elementelor ytriu (Y), neodim (Nd), şi de lantan (La) sunt foarte slabe. CE Olson, Mt. Observatorul Wilson.

Linii de emisie

Ce se întâmplă în sus trebuie să vină în jos. Electronii, cum ar fi orice altceva, va încerca să caute cea mai mică energiile lor. În cazul în care electronii câştigul de energie prin absorbtia de fotoni, sau poate prin ciocniri, acestea trebuie să piardă, în cele din urmă l din nou. Ei pot pierde in ciocniri sau pot, în loc de a absorbi fotoni, le radiati. Deoarece lungimi de undă de absorbţie sunt bine definite, astfel încât sunt lungimi de undă de emisie. Dacă ne uităm la un încălzită cu densitate scazuta de gaze fără să se uite la o sursă luminoasă în spatele ei, vom vedea linii BRIGHT de culoare la lungimi de undă aceeaşi spectrală la care am văzut înainte de absorbţii întuneric. Pentru orice atom dat sau de ioni, spectrul de emisie este o inversare simplă a spectrului de absorbţie. Liniile de emisie sunt uşor să producă în laborator pur şi simplu prin încălzirea unui gaz de joasă densitate, care permite coliziuni pentru a lovi cu piciorul electronii la energii mai mari. Emisiile sunt produse în cazul în care electronii meniurile înapoi la energii mai joase. Liniile de emisie sunt radiate de lămpi stradale (cele portocaliu radiante linii de sodiu, albastru cele liniile de mercur), semne de neon, şi becuri fluorescente. Ele sunt, de asemenea, produse de norii de gaz interstelar ( nebuloase ) care sunt incalzite si ionizate de stele din apropiere fierbinte. În anumite circumstanţe, poate stele linii de emisie radia prea. De exemplu, Mira variabile au linii de hidrogen de emisie care sunt încântaţi de undele de soc puternic - brate sonic - efectuate de pulsaţii stele ".

H de emisie

Liniile de emisie pe bază de hidrogen sunt radiate de un gaz fierbinte, pe bază de hidrogen subţire, şi apar la lungimi de undă acelaşi ca liniile de absorbţie pe bază de hidrogen. De la "Astronomie! A Brief Edition," JB Kaler, Addison-Wesley, 1997.

Nebuloase de emisie

Nebuloase de emisie, nori de gaz interstelar, care produce linii de emisie, există în trei forme principale: ca nebuloase difuze (cum ar fi Nebuloasa Orion de mai jos), nebuloase planetare (cum ar fi Nebuloasa Inel din Lyra, de asemenea, de mai jos), si ramasite de supernove. Nebuloasele difuze sunt resturile de formare a stelelor, nori de gaz interstelar praf care sunt ionizate de radiaţiile ultraviolete de la stele masive fierbinţi în apropierea sau în interiorul acestora. Nebuloase planetare sunt provocat de impact de a muri stele care sunt luminate de mai fierbinte, aproape-expuse nuclee stelare, care sunt pe cale de a deveni pitice albe. Ramasite de supernove sunt o combinaţie de cald provocat de impact de a exploda stele ( supernovele ) şi Materie locale interstelar încălzit de undele de soc de la explozie.

Nebuloasa OrionRing Nebula

Nebuloasa Orion (stânga), un nor mare de gaz interstelar ionizat de stele fierbinte tineri în centrul său, şi Nebuloasa Inel (M 57, dreapta), ambele linii radia de emisie, inclusiv a celor de hidrogen văzut mai sus şi de un număr foarte mare de alţii. Stelele ionizante a Nebuloasa Orion ( Theta-1 Orionis ), se pierd în strălucirea nebuloasei luminos, în timp ce nucleul ionizante a Nebuloasa Inel se află în centrul Ring. Universitatea din Illinois Prairie Observatorului

Nebular Spectra

Nebular linii de emisie se împart în două tipuri de bază: linii de permise de recombinare şi (collisional) interzise de linii. Liniile de recombinare sunt cauzate atunci când atomii într-o nebuloasă sunt ionizate prin absorbtia de energie de la lumina ultravioleta radiata de o stea fierbinte din apropiere sau încorporat. Când electronii liberi sunt re-capturate de către ionii de diferite, ele pot ateriza pe orice nivel de energie. Electronii săriţi apoi în jos, radiind de linii de emisie ca se duc. Hidrogen şi heliu produce linii numai recombinare, la fel ca atomi si ioni de oxigen, azot, de carbon, neon, şi altele. Liniile interzise nu sunt cu adevărat interzise, doar dificil să se producă de la nivelurile de energie care nu interacţionează cu uşurinţă cu fiecare alte (face tranziţiile de electroni între ele dificil). Acestea sunt indicate prin paranteze drepte, iar atunci când sunt cauzate electroni energetice liber se ciocnesc cu atomii sau ionii ale căror electronii sunt la nivelul de jos şi excită aceste electroni obligat la niveluri mai înalte, din care au meniurile care în cele din urmă în jos la linii de emisie radia. Analiza de putere line permite determinarea temperaturii nebular, densitatea, si compozitia chimica.

BV-1

Nebuloasă planetară BV-1 afişează o varietate de linii de emisie. Ion producătoare este indicat prin cifra romană, "I" pentru neutru, "II" pentru ionizare unică (un electron lipsă), "III" pentru ionizare dublă (două lipsă), şi aşa mai departe. Întregul spectru este în partea de jos. Panglica de mai sus prezintă o vedere extins pe verticală. Hidrogen şi heliu produce linii recombinare. Între paranteze drepte indică collisional (interzis) linii, care includ pe cele de azot, oxigen, neon, argon, şi sulf.

Secvenţa stelare spectral

Deoarece eficienţă de absorbţie depinde de temperatura, face acest lucru apariţii din spectrele stelelor. Spectrele stelare s-au observat pentru prima oara la mijlocul secolului al 19-lea. Pentru o mare confuzie de astronomii de timp, cele mai multe spectre arata ca nimic din spectrul solar. Unele, cum ar fi faptul că de Vega, a avut linii de puternic pe bază de hidrogen, în timp ce altele nu avea nici unul, la toate şi este afişat ceea ce au fost ulterior dovedit a fi linii moleculara de oxid de titan. Părea ca şi cum s-au făcut stele diferite de elemente diferite. Ca un ajutor pentru intelegerea, astronomii au început clasificarea spectrelor, sistemele de culminând cu privire la 1890, în cea folosita si astazi atunci când CE Pickering cu litere de stele în funcţie de punctele forte ale liniilor de hidrogen lor, asistenţii lui Annie Cannon, Antonia Maury, şi Williamina Fleming complicitate în dezvoltare şi de observare. Ca observaţie îmbunătăţit, au renunţat la unele litere, rearanjate alţii în funcţie de diferite criterii spectrale, şi a adăugat decimalization. Rezultatul a fost clasică cu şapte-grup OBAFGKM secvenţă. Un pic peste un secol mai târziu, ca urmare a noilor tehnologii, astronomii au adăugat alte două clase ale căror spectre cuprinse molecule, L şi T. Despre primul lucru pe care orice astronom vrea să ştie despre o stea este sale de clasă. Soarele este de clasa G.

Caracteristici ale claselor spectrale

În şir spectral moderne, OBAFGKMLT, liniile de absorbţie pe bază de hidrogen slăbi în ambele direcţii departe de clasa A. absorbţii Diferite alte întregesc imaginea. Acesta a fost observat foarte devreme că secvenţa spectrală în acest formular se corelează cu culoare, variind de la o tentă de albastru pentru O şi stelele B până la roşu pentru clasa M. De culoare depinde de temperatura de suprafaţă, aşa trebuie să clasei spectrale. Stele de T de clasă şi a radia L rece numai în infraroşu şi sunt invizibile cu ochiul liber. Clasa T conţine numai pitici maro, în timp ce clasa L (şi chiar rece M) este un amestec de pitici maro si pitici adevărat că rula pe deplin pe bază de hidrogen fuziune. (Temperaturile din tabelul de mai jos sunt pentru pitici secventa principal.)

Spectral SECVENTA
Clasă Spectru Culoare Temperatură
O ionizate şi neutre heliu, slăbit pe bază de hidrogen siniliu 31,500-49,000 K
B neutru heliu, hidrogen mai puternice albastru-alb 10,000-31,500 K
A pe bază de hidrogen puternice, metale ionizate alb 7500-10,000 K
F pe bază de hidrogen mai slab, metale ionizate alb-gălbuie 6000-7500 K
G pe bază de hidrogen încă mai slab, metale ionizate şi neutre gălbui 5300-6000 K
K pe bază de hidrogen slab, metale neutru portocaliu 3800-5300 K
M puţin sau deloc pe bază de hidrogen, metale neutre, molecule roşiatic 2100-3800 K
L nu pe bază de hidrogen, hidruri metalice, alkalai metale roşu-infraroşu 1200-2100 K
T benzile de metan infraroşu în 1200 K

Culorile vizuale sunt de fapt subtile şi să reflecte cât mai mult în cazul în care cea mai mare parte lumina se află în spectrul de culoare ca o persoana ar vedea de fapt. Clasele A si G toate arata destul de alb pentru ochi. Subdiviziuni Zecimale din clasele spectrale mergi spre temperatura mai mica, de exemplu, A0 se află la sfârşitul fierbinte de clasa A lângă o temperatură de 10.000 K, în timp ce A9 este la sfârşitul rece aproape 7200 K. Sun, cu o temperatura de 5800 K, este de clasa G2. Temperaturile de mai sus sunt pentru pitici secvenţă principale. Cei din alte luminosities poate diferi, în special în clasele G şi K, în cazul în care temperaturile de giganţi sunt o până la câteva sute de grade mai mici şi cele pentru supergigante sunt mai mici încă.

spectrale secvenţă

Secvenţa clasic spectral este ilustrată de spectrele de stele reale într-o imagine istoric publicat în 1901. Liniile puternice din clasa A (aici, steaua Sirius ) sunt pe bază de hidrogen. Neutru heliu apare împreună cu hidrogen, în clasa B (Alnilam, Epsilon Orionis), în timp ce ionizate heliu este puternic în clasa O ( Naos, Zeta Puppis), liniile de hidrogen aproape plecat. Pe bază de hidrogen slăbeşte în jos prea, faţă de temperatura mai mica, aproape de dispariţie clasa M2 ( Betelgeuse ). Liniile puternice la stânga din clasele F ( Canopus ), G ( Capella ), şi K ( Arcturus ) sunt cele de calciu ionizat. Alte rânduri, în aceste clase sunt cele mai reci ale altor metale. În partea de jos, în clasa M7 ( de lungă perioadă variabilă stea Mira ), vom vedea benzi de absorbţie produse de molecula de oxid de titan. Analele de la Harvard College Observatory, vol.. 23, 1901.

Interpretarea şir spectral

Analiza arată că spectrelor toate stelele din secvenţa principală, cele pe bază de hidrogen fuziune în miezul lor, au compoziţii chimice similare, toate aproximativ 90% hidrogen, 10% heliu, si tot 0,1% altceva (după numărul de atomi). Restul de 0,1% are o distributie printre elementele care este destul de similare, care a constatat, în Pământul şi Soarele. Diferenţele de spectre stelare, cel puţin pentru stele secvenţă principală, sunt cauzate aproape în întregime de diferenţele în ionizare (la urma urmei, dacă toate sodiu este ionizat, absorbţia de sodiu neutru nu va fi prezent) şi de modul în care absorbţia eficienţă schimba cu temperatura.

Clasificarea Stele

Clasificarea stele este ceva de o forma de arta care vine cu practica. Fiecare clasă spectrală este definită de spectrul unei stele standard faţă de care sunt comparate alte stele. Clasificator memorează în cele din urmă standardele şi pot clasifica spectrul unei stele aleatoare foarte repede. Annie Cannon clasificate şi peste 300.000 de stele în timpul vieţii ei, unul la un moment dat. Clasificatori moderne sunt acum se îndreaptă spre sisteme automate care folosesc computere şi software complex pentru a simula ceea ce un ochi uman şi mintea poate face.

Clase de luminozitate: bi-dimensionala de clasificare

Deşi temperatura domneşte suprem în definirea spectrului de frecvenţe a unei stele, densitatea de gaz în regiunea în care liniile de absorbţie sunt formate joacă un rol prea. uriaş şi supergiant stelele sunt atât de mari încât densităţile în regiunile lor exterioare sunt mici, care subtil modifică aspectul spectrului de frecvenţe stelare. De exemplu, liniile de bază de hidrogen sunt destul de largi în secvenţă principală (pitic), stele, ca urmare a perturbare a atomilor de hidrogen cauzate de coliziuni. În supergigante imens dilatate, cu toate acestea, densitatea mai mică duce la rate de coliziune redus, şi ca urmare liniile de bază de hidrogen sunt inguste. In K-tip uriaşi, dark din NC (cian), molecula sunt mai puternice decât sunt în ordine stele Clasa principală K. Fiecare clasă spectrală, de fapt, are propriul set de criterii. Ca urmare, odată ce ştim ce aceste criterii sunt, putem spune dacă o stea este un gigant, supergiant, sau din orice altă categorie, din spectrul său singur. Cifre romane sunt folosite pentru a indica dimensiunea şi luminozitate, "I" pentru supergigante, "II" pentru giganţi luminos, "III" pentru giganţi, "IV" pentru "subgiants" (stele, care sunt în curs de dezvoltare în giganţi), şi "V" pentru principal secvenţa. Rezultatul este "clasa MKK" de stele, numit după 1940 dezvoltatorii acestui sistem, WW Morgan, PC Keenan, şi E. Kellman. Vega este o stea A0 V, Polaris este F7 I sau II, şi Aldebaran este K5 III. Soarele este o stea G2 V. pitice albe sunt doar numite "pitice albe," sau "D." Toate aceste clase sunt aranjate pe un teren de luminozitate (exprimată prin mărime absolută vizual ) faţă de clasa spectrale numit diagrama Hertzsprung-Russell.

Doar succesiunea principal trece prin toate clasele spectrale, OBAFGKMLT. Cu o singură excepţie cunoscute (nui variabila supergiant V 838 Monocerotis) nu există uriaşi, subgiants, sau supergigante din clasele L şi T, ambele care conţin numai pitici scăzut în masă şi pitici maro care sunt insuficient de masiv (de mai jos 0.075 de masă solare) şi în interiorul prea rece pentru a rula pe deplin pe bază de hidrogen fuziune. Clasa L este un amestec de pitici reale şi pitici maro, în timp ce clasa T constă în întregime din pitici maro.

Distanţe din spectrele

Magnitudine aparenta vizuala a unei stele pe cer depinde de luminozitatea stelei sale reale şi pe distanţa sale. Dacă ştim distanta de la paralaxa sau de la un alt mijloc, putem calcula magnitudinea absolută. Astfel de calcule ne-au permis să înveţe magnitudini absolută a tuturor tipurilor de stele si pentru a construi diagrama HR. Noi lucram acum înapoi. Din spectrul vom determina clasa de o stea şi ştiu, astfel, magnitudinea absolută. Putem discrimina chiar dintr-o clasă, de giganti stralucitoare exemplu, spre deosebire de cele mai mică. Comparaţie cu magnitudine aparenta observat randamente apoi la distanţă. Astfel de "distantele spectroscopice" ne permit să lucreze drumul nostru în Univers, în capacitatea noastră de a măsura paralaxele sunt limitate la stele doar într-o mie de ani sau atât de uşor.

Chimice clase

Stele principal de secventa au compoziţii similare chimice. Dar, odată ce o stea începe să moară şi să evolueze, regulile se poate schimba. Nou-bătute atomi făcute de reacţii nucleare adânc în termen de o stea se pot ridica la suprafata si schimba compozitia chimica stelei aparent, şi, ca rezultat, spectrul său. Exemplele cele mai cunoscute sunt stelele de carbon. Aproape toate sunt giganti. Initial au fost numite de clasă "N" în sistemul vechi Pickering. Stele N-au aproximativ aceleaşi temperaturi scăzute ca gigantii clasa M, dacă nu un pic mai mică. Clasa R, constând de stele de carbon mai cald (mai mult ca clasa G şi K), a fost adăugat mai târziu. R şi N sunt acum concentrate împreună în clasa "C" pentru "de carbon." Excepţie de la "gigant-star regula" este o clasă rară de stele de carbon principale-secvenţă, care au fost contaminate de către însoţitorii în evoluţie. Alte variaţii în compoziţia chimică poate fi indicat prin adăugarea-o scrisoare la clasa spectrale, de exemplu "Ba" pentru liniile de bariu puternic care denota stele bariu.

Subdwarfs

Termenul de "pitic" este utilizat în astronomie stelare într-o varietate de moduri. stele principal de secventa sunt de obicei numite "pitici". " pitice albe ", pe de altă parte, sunt o secvenţă de stele moarte, care şi-au pierdut plicuri lor exterioară şi constau în puţin mai mult decât uzat, vechi nuclear-miezuri de fixare. Există, de asemenea, un set de stele care sunt similare cu pitici ordinare, cu excepţia că în comparaţie cu pitici ordinare sunt un pic prea slaba pentru temperaturi lor (sau prea fierbinte pentru luminosities lor, în funcţie de modul în care te uiţi la ele). Ele sunt, prin urmare, numite "subdwarfs." Pe diagrama HR care le conduc doar în partea stângă a secvenţei principale din despre clasa G privind în jos, spre stele reci. Ca pitici ordinare secvenţa principală, subdwarfs scurgerea de energie generată de fuziune nucleară, în special de fuziune a hidrogenului în heliu. Caracterul distinctiv lor este cauzată de o underabundance severă de atomii de metal. O abundenta de metal mai mici face gaze mai transparente, care schimbă structurile de stele ", şi calitatea radiaţiei le emit. De obicei, subdwarfs contin numai circa 1 / 100 de fier a Soarelui (în raport cu hidrogen), dar la cele mai extreme abundenta de fier (împreună cu abundenţa de alte elemente grele) scade la doar un solar zece mii. Subdwarfs evolua în uriaşi şi pitice albe la fel cum face pitici ordinare.

Vârsta şi Galaxy

Ca stele ale Galaxiei vârstă, ei basculante produse de-a fuziunii nucleare în gazele interstelar prin intermediul lor de vanturi sau Supernova explozii. Stele noi sunt apoi făcute din gazele care s-au îmbogăţit în elemente chimice din evolutia stelare anterior. Ca rezultat, stele tinere conţin mai mult de resturile de stele mai mari, şi care conţin atomi, prin urmare, mai grele, inclusiv metale. Din cauza conţinutului lor de metal scăzut, subdwarfs trebuie să fie printre cele mai vechi stele cunoscute. Cu un conţinut de metale relativ ridicat, Soarele, 4.5 miliarde de ani, este relativ tanara. Cele mai multe dintre stele ale galaxiei noastre sunt distribuite într-un disc mare aproape 100.000 de ani lumină în diametru. Subdwarfs şi natura lor sunt parte dintr-un halou imens, mai degrabă sferică care cuprinde disc, arătând că Halo a fost prima parte a Galaxiei, pentru a forma. Subdwarfs sunt, prin urmare, toate foarte vechi. Din vieti din cele mai vechi stele, am calcula că Galaxy dateaza de la aproximativ 15 miliarde de ani.

Vitezele

Toate stelele orbita Galaxy şi, prin urmare, trebuie sa se miste faţă de celălalt. Puteţi să urmăriţi o constelaţie de milioane de ani, v-ar vedea stelele schimbă încet pozitiile, propunerilor de rezoluţie depuse distrugerea figura şi crearea unuia nou. Stele a muta, de asemenea, de-a lungul liniei de vedere, unii pleacă de la noi, unii venind spre noi. În cazul în care o stea se mişcă spre noi, undele de lumină par să vină mai des şi lungimi de undă par scurtat, în cazul în care se mişcă stea departe de noi, vom vedea inversă, lungimi de undă părând a fi mai lung. Acest "efect Doppler" este uşor de văzut în valuri de apă şi am auzit în undele sonore, acesta din urmă afectează pas de o maşină în mişcare sau avion. În cazul în care au fost suficient de mare viteză, o fracţie de buna viteza luminii, o stea de fapt ar schimba culoarea, părând prea albastru dacă vine la noi, prea roşu dacă merge departe. Stellar viteze, cu toate acestea, sunt, de obicei măsurată doar în zeci de kilometri pe secundă, astfel încât modificările nu sunt deloc vizibile în mod direct cu ochiul. Cu toate acestea, efectul Doppler de asemenea, cauze schimbări în lungimi de undă de liniile spectrului de frecvenţe, care sunt uşor detectabil. La limita moderne, astronomii pot masura schimbarile produse de linia de vizare mişcări, care sunt la fel de mici ca la cativa metri pe secundă, mai puţin decât viteza de un alergator de clasă mondială. Combinarea datelor privind vitezele de-a lungul liniei de vedere cu cele stabilite în linia de vizare (de la trecerea unei stele unghiulare şi la distanţă), ne permite să determinăm relativă stelei viteza efectivă a acestora la Soare şi de a construi o imagine a propunerilor de rezoluţie depuse interne în Galaxy. Schimburi Doppler sunt, de asemenea, observate la nebular spectre, în cazul în care acestea pot fi utilizate pentru a evalua atât viteze şi ratele de extindere.

Spectroscopice Stele dublu

Un mare număr de stele sunt uşor de văzut prin telescop care urmează să fie dublu. Cu toate acestea, în cazul în care stelele sunt prea apropiate, observatorul le va vedea ca unul, două imagini neclare pentru totdeauna împreună. Se pot separa încă le prin intermediul spectrului de frecvenţe. În cazul în care stelele dintr-un dublu de luminozitate sunt comparabile, spectrul de frecvenţe va fi compus din cele două. Deoarece orbita pereche reciproc, cele două muta alternativ spre şi apoi departe de observator (cu excepţia cazului în Cautam dreapta jos, axa orbitala). Ca urmare, spectrul de fiecare stea este deplasat Doppler prima într-un fel şi apoi pe celălalt. Ca unul spectrului de frecvenţe este deplasată la albastru (la lungimi de unda mai scurte), cealaltă este deplasată la roşu (la mai mult), şi vice-versa. Din liniile dublat aceasta schimbare înainte şi înapoi, ştim că există două stele în sistem. De la gradul de schimbare, putem obţine viteze de back-şi-mai departe de stele. Deoarece orbita este, probabil, înclinat la linia de vedere, aceste viteze sunt observate limite inferioare la vitezele orbitale, la care putem găsi limite inferioare de masele de stele "prin intermediul teoriei gravitaţionale. În cazul în care este o stea dublă eclipsand, atunci ştim prelate orbita si pot obţine maselor reale.

Single-line stele dublu

În cazul în care componentele unui sistem foarte aproape de stele duble sunt foarte diferite de luminozitate, atunci doar un singur set de linii de absorbtie va fi văzut. Vom vedea în continuare un set schimbare înainte şi înapoi ca orbita stele, cu toate acestea, şi pot spune, totuşi, că steaua noastra este dublu. Astfel de "single-line" stele (aşa-numita deoarece există doar un singur set de linii, care este, liniile observate nu sunt dublate) furnizează informaţii limitate asupra maselor, dar dacă se poate estima masa de steaua vedem de la ei natura şi luminozitatea, atunci putem obţine o limită inferioară pentru masa de companion invizibil.

Interacţiunea Stele dublu

Doua stele a unui foarte aproape dublu pot face schimb de materie prin maree, masa, de obicei, care decurg din stea mai mare la unul mai mic. De gaze cu astfel de curgere are o densitate scazuta si linii radiaza de emisie care sunt suprapuse pe spectrul de dublu şi să dea departe faptul că stelele sunt interacţionează. Din direcţia tipuri şi naturi a liniilor de emisie şi de la schimburi lor Doppler putem afla tarifele, masele, şi viteze de fluxurile de a construi o imagine a modului în care interacţiunile avea de fapt loc.

Planet descoperire

"Single-line" Conceptul are o cerere puternica in descoperirea de planete orbiteaza in jurul altor stele. Într-un stea dublu sistem, fiecare stea afectează celelalte şi fiecare se învârte în jurul unui centru comun de masă. Fiecare stea, prin urmare, misca inainte si inapoi de-a lungul liniei de vedere. Chiar şi o planetă grea în orbită despre o stea va face steaua schimbare înainte şi înapoi cu o sumă mică. Soarele se deplaseaza cu o viteza de aproximativ trei metri pe secundă, ca urmare a trage a lui Jupiter. Suma cu care o planetă grea se va schimba spectrului de frecvenţe o stea este în intervalul de măsurare moderne. De la astfel de propuneri subtile reflexiv, deducem masele de organisme mici, probabil de planete. Destul de un număr au fost găsite cu mase aproximativ comparabilă cu cea a lui Jupiter noastre. Noi nu ştim încă ce legătură acestea poartă la propriile noastre planete.

Pentru a afla stele

La examinarea spectre, ne-am mutat de la foarte mici, de la valuri mici şi de atomi, la foarte mare, stele, apoi la scară la planete. Dar Soarele nostru sistem planetar şi a venit de la "acolo", printre stele. Pentru a cunoaste noi înşine, prin urmare, trebuie să înţelegem stele şi naturii lor. Dar de fapt, singura modalitate de a le înţelege este să înţeleagă şi să aprecieze spectrele lor, curcubee colorate care ne conduc în profunzimea lor. Fără a spectre, puţin de stelare naturi ar fi înţeles şi ne-ar fi încă uita la cer, în loc de ignoranţă cu mirare moderne de descoperire.
Published (Last edited): 07-09-2011 , source: http://stars.astro.illinois.edu/sow/spectra.html